Jak policzyć plamy na Słońcu?

Indeks plam słonecznych pozwala na rekonstrukcję aktywności słonecznej w oparciu o łatwe do wykonania, prowadzone od setek lat obserwacje tarczy słonecznej. Prosta sprawa? Niezupełnie.

Rysunek 1: Plamy na Słońcu sfotografowana za pomocą teleskopu Dunna w Nowym Meksyku.  Zdjęcie zamieszczamy dzięki uprzejmości NSO-AURA, National Science Foundaition.

Na powierzchni Słońca (fotosferze) występują wyraźnie ciemniejsze obszary. Choć są one bardzo gorące (mają temperaturę 4000-5000 K), to ze względu na kontrast z jeszcze gorętszym otoczeniem (temperatura ok. 6000 K) wydają się niemal czarne. Dzieje się tak, ponieważ natężenie promieniowania zmienia się z czwartą potęgą temperatury: przykładowo, obszar o temperaturze 6000 K będzie ponad 5-krotnie jaśniejszy od obszaru o temperaturze 4000 K, ponieważ (6000/4000)4 ≈ 5,1.

Pierwsze wzmianki o plamach słonecznych, z piątego wieku przed naszą erą, pochodzą od chińskich obserwatorów, którzy dostrzegali w czasie burz piaskowych zaciemnienia na tarczy Słońca.

Już od połowy XIX wieku wiemy, że liczba i położenie plam słonecznych zmieniają się periodycznie z okresem o długości ok. 11 lat. Od początku XX wieku wiemy zaś, że plamy związane są z wirami magnetycznymi na powierzchni atmosfery słonecznej, a okres zmienności magnetycznej Słońca wynosi tak naprawdę 22 lata, bo w każdym kolejnym 11-letnim cyklu biegunowość pola magnetycznego Słońca jest odwrotna. W okresach wyższej aktywności słonecznej występuje więcej plam.

Dlaczego Słońce wypromieniowuje więcej energii, gdy jest więcej plam – przecież ich temperatura jest niższa od średniej temperatury fotosfery? Powodem są towarzyszące plamom tzw. pochodnie słoneczne, które są gorętsze od średniej i które z nadmiarem kompensują mniejszą emisję promieniowania z powierzchni plam.

Wiemy też z obserwacji historycznych, że czasem występują tzw. minima aktywności słonecznej, podczas których plamy nie występują. Dwa największe to minimum Maundera z lat 1645 - 1717 oraz późniejsze minimum Daltona z lat ok. 1790 - 1830, które przyczyniły się do tzw. małej epoki lodowej w Europie (choć nie były jej jedyną przyczyną - istotną rolę odegrały też bardzo silna aktywność wulkaniczna na Islandii oraz zmiany w cyrkulacji termohalinowej oceanów).

Zmierzmy to! Początki liczby Wolfa

Pierwsza obserwacja plam słonecznych z użyciem teleskopu miała miejsce już w 1610 roku, wkrótce po wynalezieniu tego przyrządu. Pozwoliło to na regularne śledzenie aktywności słonecznej, mierzonej za pośrednictwem obserwacji plam.

Liczba plam słonecznych jest indeksem aktywności słonecznej o długiej i skomplikowanej historii. Jej użyteczność wynika z tego, że jest oparta o łatwe do wykonania, bezpośrednie obserwacje tarczy słonecznej, oraz z tego, że takie obserwacje, o wystarczająco dobrej jakości, były wykonywane od wynalezienia teleskopu na początku XVII wieku.

Indeks zwany "liczbą Wolfa" został zaproponowany w połowie XIX wieku przez Johanna Rudolfa Wolfa z obserwatorium astronomicznego w Zurychu. W swej kanonicznej postaci liczba Wolfa R (od "względna") była zdefiniowana jako suma liczby obszarów aktywnych (grup plam) przemnożonych przez 10 oraz plam słonecznych. Przykładowo, jeśli danego dnia na tarczy Słońca można było zaobserwować 27 plam w 2 grupach, liczba R wynosiła 2*10+27=47.

Zdjęcie Słońca. Widoczne są liczne plamy słoneczne oraz Międzynarodowa Stacja Kosmiczna na tle tarczy słonecznej

Rysunek 2: Ile tu mamy grup plam słonecznych? A ile plam? Jaką uzyskamy liczbę Wolfa? Na ile wynik będzie zależeć od jakości teleskopu? I czy ta plama (grupa?) lekko w górę od środka to nie jest czasem Międzynarodowa Stacja Kosmiczna? Źródło: zdjęcie Słońca z 14 lipca 2012 r., Eliza Teodorescu, European Geosciences Union.

Rozszerzając swoje własne obliczenia o 150 lat wcześniejszych obserwacji innych astronomów, Wolf wprowadził też "współczynnik skali" k definiowany osobno dla każdego obserwatora, który uwzględniał jakość obserwacji (wynikającą przede wszystkim z mocy używanego teleskopu). Dla serii Wolfa współczynnik k wynosił 1, dla starszych obserwacji (a także obserwacji wykonanych mniejszym, przenośnym teleskopem, którego sam używał w podróżach) zwykle musiał być większy. Wolf ignorował też najmniejsze plamy ("pory") bez półcieni, oraz liczył łącznie plamy ze wspólnym półcieniem. Obie praktyki miały na celu replikację warunków, w jakich pracowały wcześniejsze pokolenia astronomów, których słabsze teleskopy nie pozwalały na rozróżnianie najmniejszych plam.

Z definicji liczby Wolfa wynika, że najmniejszą niezerową wartością indeksu jest 11 (jedna samotna plama na tarczy Słońca). Mniejsze wartości pojawiają się albo jako skutek zastosowania ułamkowego k, albo uśrednienia większej liczby obserwacji zawierających zera.

Mierzmy to lepiej!

Po śmierci Wolfa w 1893 roku aktualizację indeksu liczby plam słonecznych przejął jego następca w obserwatorium w Zurychu, Alfred Wolfer. W swoich obliczeniach uwzględniał on już najmniejsze plamy słoneczne, aby więc wyniki były porównywalne ze starszą serią Wolfa, zastosował (w oparciu o 13 lat równoległych obserwacji) współczynnik obserwatora 0,6. Współczynnik ten był używany przy konstrukcji indeksu liczby plam słonecznych aż do roku 2015, a najmniejszą niezerową wartością całkowitą indeksu stało się 7.

W połowie XX wieku procedura obliczania indeksu zmieniła się ponownie, gdy nowy dyrektor obserwatorium w Zurychu, Max Waldmeier, zaczął dodatkowo uwzględniać rozmiar plam słonecznych. W roku 1980 roku zaprzestano analizy plam słonecznych w Zurychu, a ośrodkiem odpowiedzialnym za kontynuację serii Wolfa zostało nowoutworzone Sunspot Index Data Center (SIDC, obecnie Solar Influences Data Analysis Center) przy Królewskim Obserwatorium Astronomicznym w Belgii. "Liczba Wolfa" została "Międzynarodową Względną Liczbą Plam Słonecznych" (Ri), a przy jej obliczaniu zaczęto używać danych pochodzących z obserwatoriów z całego świata, normalizowanych do wartości ze stacji referencyjnej w Locarno, która zapewniała ciągłość danych z tymi pochodzącymi z wcześniejszego okresu.

Choć więc może się zdawać, że indeks liczby plam słonecznych jest prosty w konstrukcji, w rzeczywistości na jego wartości duży wpływ miały subiektywne wybory kolejnych, odpowiedzialnych za aktualizacje astronomów. Jednocześnie, pomimo udoskonalania metod analizy obserwacji, oraz podejrzeń odnośnie jakości danych historycznych (już Wolfer zauważył degradację wartości indeksu pod koniec życia Wolfa, którą przypisywał słabnącemu wzrokowi astronoma), dotychczasowe wartości indeksu pozostawały nienaruszone.

W roku 1998 Douglas Hoyt i Kenneth Schatten opracowali nowy indeks "liczby grupowej", który miał być alternatywą wobec liczby plam słonecznych. Jego podstawą były same zliczenia obszarów aktywnych (grup plam słonecznych), przemnożonych przez współczynnik 12,08, aby uzyskać wartości porównywalne z liczbą plam słonecznych. Dla wielu zastosowań liczba grupowa była preferowanym przez naukowców indeksem: oprócz zastosowania jednej, konsekwentnej metody analizy danych, Hoyt i Schatten uwzględnili też wiele dodatkowych, archiwalnych obserwacji, przedłużając serię aż do roku 1610 (oryginalny indeks liczby Wolfa zaczynał się dopiero w 1700).

Oba indeksy – liczba grupowa i liczba plam słonecznych – są ze sobą zgodne po 1880 roku, jednak w okresie wcześniejszym liczba grupowa zawierała znacząco niższe wartości. Kilkanaście lat później (czyli już w ostatniej dekadzie) okazało się, że było to konsekwencją błędnego założenia Hoyta i Schattena, że Wolf i Wolfer obserwowali tę samą liczbę grup plam – w rzeczywistości odnotowywana liczba grup w obserwacjach Wolfa była, podobnie jak liczba plam, o około 40% niższa niż u Wolfera. Ponieważ liczba grupowa była dłuższą serią danych, i obejmowała również Minimum Maundera pod koniec XVII, była powszechnie wykorzystywana przy rekonstrukcjach innych indeksów aktywności słonecznej. Przykładowo, pojawiające się w niektórych artykułach tezy o najwyższej od tysięcy lat aktywności Słońca wynikały wyłącznie z tego, że w rekonstrukcjach używano wcześniejszych (o zaniżonej amplitudzie) cykli do kalibracji proxy, więc późniejsze cykle z XX wieku wydawały się bezprecedensowo silne W rezultacie błędnie obliczana liczba grupowa Hoyta i Schattena (niebieska linia na górnym panelu na rysunku 3) osiągała w połowie XX wieku zawyżone wartości – znacznie wyższe, niż w jakimkolwiek okresie w XVIII i XIX wieku.

Jeśli chcesz wiedzieć więcej o tym jak aktywność słoneczna wpływa na klimat zajrzyj do naszego artykułu „Pojutrze. Mit wiecznie żywy”.

Rysunek 3: Stara i nowa (obowiązująca od 2015 r.) wersja indeksów międzynarodowej liczby plam słonecznych i liczby grupowej. We wcześniejszej wersji obu indeksów (zwłaszcza liczby grupowej) amplituda cyklu słonecznego znacznie wzrosła w połowie XX wieku w porównaniu do tych z XVIII i XIX w. Źródło: Clette i in. 2015

Podjęta po 2015 roku ponowna analiza danych źródłowych, w tym również obserwacji, które do tej pory nie były wykorzystywane przy konstrukcji żadnego z indeksów plam słonecznych, doprowadziła do identyfikacji błędów systematycznych, które pojawiły się w serii danych w przeciągu ponad 160 lat jej istnienia. Oprócz wspomnianego wcześniej zwiększenia amplitudy cykli słonecznych, w porównaniu do maksimum z połowy XX wieku, zrezygnowano też z używania mnożnika 0,6 wprowadzonego przez Wolfera, a zamiast tego przeskalowano odpowiednio wcześniejsze obserwacje, otrzymując wartości spójne z tymi, jakie byłyby możliwe do uzyskania współczesnymi metodami obserwacyjnymi.

Doskonale Szare, Marcin Popkiewicz/Nauka o klimacie

Dodaj komentarz

Kod
gra kalkulator zuzycia ciepla

Informacje

  • Polecane materiały
    Portal "Ziemia na rozdrożu" powstał w 2008 roku. Opublikowaliśmy tysiące artykułów, materiałów medialnych, książki i komiksy. W tej sekcji znajdziesz linki do różnych ciekawych materiałów.Polecane książki(...)

    więcej »

  • Świat na Rozdrożu - wykresy
    "Świat na rozdrożu" przedstawia powiązania między systemem finansowo-gospodarczym, zużyciem energii i zasobów oraz podlegającym coraz większej presji środowiskiem. Pokazuje, jak kształtują się i zmieniają powoln(...)

    więcej »

  • Przewodnik do sceptycyzmu globalnego ocieplenia
    Sceptycyzm naukowy jest zdrowy.  Właściwie to nauka z natury jest sceptyczna. Prawdziwy sceptycyzm oznacza rozważenie całości dowodów przed wyciągnięciem wniosków. Jeśli przyjrzymy się bliżej argumentom wyr(...)

    więcej »

  • Źródła informacji o klimacie
    Adresy stron internetowych, zawierających kluczowe dane i informacje o klimacie. Satelitarne pomiary temperaturyRemote Sensi(...)

    więcej »

  • Marcin Popkiewicz w mediach
    Marcin Popkiewicz - notka biograficzna w TVN"O co chodzi"

    więcej »

Linkownia

Wykonanie PONG, grafika GFX RedFrosch.



logowanie | nowe konto