Vitenskapelig nyttige solobservasjoner

Denne artikkelen er for en stor del basert på Kjell Inge Malde’s CV-Helios Network’s internettsider som du finner på http://www.cv-helios.net/

Jeg håper denne artikkelen vil inspirere leseren til å starte systematiske observasjoner av sola. Det er min overbevisning at praktisk observasjonsarbeid bidrar sterkt til å videreutvikle interessen for astronomi. Og sola er et meget godt alternativ for oss her i Trondheim som plages både med en god del dårlig vær og lyse sommernetter. Sola er da perfekt fordi den ikke krever like gode forhold som andre objekter. Den krever heller ikke svært avansert og dyrt utstyr, og temperaturen er gjerne vesentlig mer behagelig enn når du observerer f.eks. galakser midt på svarte natta om vinteren. Dessuten er sola et svært spennende objekt i stadig endring. Du ser store forandringer fra dag til dag. Og etter hvert som du lærer mer om hva som foregår der oppe, så blir det skikkelig moro å følge utviklingen.

Det er mange grunner til å observere sola. Noen av disse er beskrevet i en annen artikkel i denne utgaven av Corona. I samme artikkel er også mange av fenomenene på sola beskrevet grundig. For observasjonsmetoder og mer informasjon om solflekksyklusen henvises det til artikkelen på side 26-29 i Corona nr. 1/2000. Her er det forresten en feil i eksempelet på utregning av det såkalte Relativnummeret. Den korrekte tolkningen av ’f’ og ’g’ i formelen for Relativnummer er forklart nedenfor.

De som lar seg inspirere til å bli ivrige solobservatører oppfordres på det sterkeste til å melde seg inn i det internasjonale CV-Helios Network som ledes av Kjell Inge Malde i Stavanger. Norge er sterkt underrepresentert med aktive solobservatører. Innmelding gjøres aller helst via internett på http://www.cv-helios.net/cvjoin.html eller pr. brev til Kjell Inge Malde, Sildekroken 23B, 4085 Hundvåg.

Solflekker er områder på solas overflate med temperatur på ca. 4000-4500° C. Dette er 1000-1500° C kjøligere enn mesteparten av solskiva som vi ellers ser. Egentlig lyser også solflekkene meget intenst, men temperaturforskjellen gjør at disse områdene ser mørke ut i forhold til omgivelsene som lyser enda sterkere pga. sin enda høyere temperatur.

Solflekker varierer sterkt både i størrelse og utforming. Vi finner dem som alt fra små flekker som så vidt er synlige i store teleskoper til store flekker som er synlige uten kikkert. Noen flekker er enslige, mens andre danner kompliserte grupper sammen med mange andre flekker. Noen er synlige bare noen timer, mens andre overlever i flere måneder. Solflekkene er i stadig utvikling, men ikke på en slik måte at vi legger merke til endringer i løpet av noen minutters observasjon.

Solflekkene dannes i områder hvor svært sterke magnetfelter bryter gjennom soloverflaten. Det er gjerne voldsom aktivitet i og rundt disse områdene. Derfor betyr et stort antall sterke solflekker og grupper av solflekker høy aktivitet på sola. Vi kan altså danne oss et bilde av hvordan solas aktivitet varierer over tid ved å observere solflekkene.

Det mest iøynefallende er at antall solflekker, og altså solaktiviteten, varierer kraftig over en ca. 11 års periode. Ved minimum ser vi nesten ingen solflekker, mens antallet vanligvis er svært stort ved maksimum. Vi er akkurat nå nær maksimum i denne solflekksyklusen. Derfor er det spesielt interessant å følge sola akkurat nå. Og når høstmørket faller på kan vi også forvente oss mye nordlys siden dette skapes når partikler som kastes ut i solsystemet fra aktive områder på sola treffer de øvre delene av vår atmosfære to til tre døgn etter et utbrudd på sola.

Se side 26-29 i Corona nr. 1/2000 og side 10-20 i denne utgaven av Corona for flere detaljer rundt solflekksyklusen og om sola generelt, og om hvorfor vi bør observere sola.

En del nyttige definisjoner og begreper forklares nedenfor.

Det svært enkle relativnummer systemet har tradisjonelt blitt mye brukt for å omregne visuelle observasjoner av solflekker til en verdi som skal fortelle hvor stor solflekkaktiviteten er. Det består i å telle antall solflekker som er synlige (f) samt antall solflekkgrupper disse danner (g). NB : Enslige flekker teller også som en gruppe (det var dette som var feil i artikkelen i Corona nr. 1/2000). Solflekkaktiviteten beregnes så ut fra formelen for relativnummer :

R = k * (10 *g + f)

hvor k er en konstant som bestemmes ut fra teleskopet som brukes og observatørens "ferdigheter". Et kraftig teleskop gir en stor verdi for k i forhold til et lite teleskop fordi svakere flekker er synlige med store teleskop. Verdien av k avhenger også av den enkelte observatøren siden en skarpsynt og erfaren observatør ser flere solflekker enn en svaksynt og uerfaren observatør. Derfor må verdien av k beregnes ved å sammenligne samtidige observasjoner fra mange observatører. Slike kalibreringer må foretas for hvert instrument som en observatør bruker og ofte nok til at endringer i observatørens evne til å se svake solflekker oppdages.

Den store fordelen med denne metoden er at den er enkel og rask siden man bare teller antall flekker og grupper før man setter inn i formelen.

De store svakhetene med relativnummer systemet er at alle flekker og grupper teller likt. Det tas altså ikke hensyn til flekkenes størrelse eller gruppens kompleksitet. De minste flekkene som er synlige i moderate teleskoper, også kalt porer, dekker gjerne et område på ca. 30 milliondeler av den synlige solskiva. Med relativnummer systemet teller disse små flekkene like mye som store, komplekse flekker som kan være minst ti ganger så store. Dette blir galt fordi solaktiviteten vanligvis er mye større i og nær store flekker enn små. Og det er jo nettopp solaktiviteten vi egentlig ønsker å beregne. Det samme problemet gjelder også for store og komplekse kontra små og enkle grupper av solflekker siden relativnummer systemet baserer seg på at alle aktive områder bidrar med verdien ti pluss antall flekker gruppen inneholder uansett om gruppens geometri er enkel eller komplisert.

Resultatet blir at relativnummersystemet kan gi høy solaktivitet når det i virkeligheten er lav aktivitet og motsatt. Erfaring viser at systemet er spesielt dårlig nær solflekkminimum og maksimum. Ved minimum har vi nemlig overveiende små, svake flekker og grupper. Systemet gir da for høy aktivitet. Ved maksimum har vi overveiende store, sterke flekker og grupper som systematisk undervurderes med relativnummer systemet.

Svakhetene ved relativnummer systemet gjorde at Kjell Inge Malde i Solgruppen til Norsk Astronomisk Selskap utviklet et annet system som tar hensyn til flekkene og gruppenes størrelse og kompleksitet. Malde’s system ble utviklet fra 1978 til 1981, og er blitt populært verden over. Det kalles CV systemet, eller "CV after Malde", hvor CV står for Classification Values (Klassifiseringsverdier). I dette systemet er det hvordan en enslig solflekk eller de største flekkene i en solflekkgruppe ser ut, hvor stor utstrekning solflekkgruppen har totalt og hvordan flekkene i gruppen er plassert i forhold til hverandre som er nøkkelen. Hver enslig flekk eller gruppe tilordnes et tall som er stort for grupper og flekker som har sterk overlevelseskraft og kraftig aktivitet og lite for "svake" grupper/flekker som gjerne er relativt inaktive og som ofte dør raskt ut. Dette gjenspeiler solaktiviteten i det aktuelle området på en god måte.

Malde’s system bygger et 3-bokstavs-system utviklet av Patrick S. McIntosh, NOAA, USA (1973), som er en modifisering av det 150 år gamle Zürich klassifiseringssystemet utviklet av Wolf. Wolf’s system klassifiserte solflekkgruppene med 7 enkle bokstavkoder A, B, C, D, E, F og H ut fra hvor stort område de dekker totalt, hvor mange flekker i gruppen som har penumbra og hvor disse penumbraflekkene er plassert i gruppen. Detaljer følger på de neste sidene. Tidligere (Waldmeier) hadde man også to klasser til; G og J. Disse ble etter hvert inkludert i klassene D, E, F og H.

McIntosh innførte sine to tilleggskoder for å beskrive solflekkgruppene med hensyn på magnetisk styrke og polaritet samt fordeling og kompleksitet av solflekkene innad i gruppen. Dette ble gjort ved å innføre en ekstra bokstavkode x, r, a, s, k og h som beskriver den største flekken i gruppen samt enda en bokstavkode x, o, i og c som beskriver hvor kompakt/tett gruppen er. Dette førte til at hver solflekkgruppe tilordnes tre bokstavkoder i stedet for den ene som det rene Zürich systemet bruker. Koden fra det opprinnelige Zürich systemet skrives først. Dernest kommer koden for den største flekken i gruppen, og til slutt koden for gruppens kompakthet. En enslig flekk med penumbra vil f.eks. få koden Hsx dersom flekken inklusiv penumbraen har en utstrekning som er mindre enn 2½ heliografisk grad og penumbraen er symmetrisk.

I teorien kan vi få 7*6*4 = 168 kombinasjoner av de tre bokstavkodene, men i praksis er bare 60 av disse er fysisk mulige. Detaljene for klassifiseringen følger på de neste sidene hvor man også finner en figur laget av Kjell Inge Malde som viser typiske eksempler for hver enkelt av bokstavkodene som brukes til å klassifisere solflekker og solflekkgrupper i Zürich-McIntosh systemet.

Malde’s hensikt med CV har i hovedsak vært å systematisk undersøke overlevelseskraften og aktivitetsnivået til de ulike Zürich-McIntosh gruppene slik at de ulike gruppene bidrar på en mest mulig korrekt måte til det totale solaktivitetstallet som regnes ut på bakgrunn av observasjonene. Malde har altså på bakgrunn av store datamengder fra både egne og andres observasjoner over mange år rangert de 60 Zürich-McIntosh gruppen fra 1 til 60 med hensyn til deres bidrag til solaktiviteten. Dette undersøkelsearbeidet pågikk i nær 3 år, fra 1978 til 1981. Den totale solaktiviteten regnes ut som summen av bidragene fra hver Zürich-McIntosh gruppe. Den Hsx flekken som vi nettopp beskrev, vil f.eks. bidra med verdien 10.

Døgnverdier for solaktiviteten beregnes, mens gjennomsnittet for hver kalendermåned er det mest interessante tallet fordi dette både jevner ut kortvarige forskjeller fra dag til dag og inneholder informasjon fra nesten akkurat en hel rotasjon av sola. Det kan også være interessant å følge forskjeller i aktiviteten mellom den sørlige og nordlige halvkulen på sola.

Hovedklassifiseringen gjenspeiler gruppens totale utstrekning i henhold til Zürich systemet. Den utgjør første bokstavkode i Zürich-McIntosh systemet, og angis ofte med stor bokstav. Kodene er (husk at også en enslig flekk betraktes formelt som en gruppe og at begreper som polaritet, unipolar, bipolar, umbra, penumbra og heliografisk grad er forklart i avsnittet "Terminologi" foran) :

Typiske eksempler er vist på figur 2 på side 25.

Denne klassifiseringen utgjør andre (midterste) bokstavkode i Zürich-McIntosh systemet, og angis ofte med liten bokstav. Det er hovedflekkens størrelse og form som skal karakteriseres. Kodene er :

Typiske eksempler er vist på figur 2 på side 25. Figur 3 på side 28 viser en del a- og s-type flekker.

Denne klassifiseringen utgjør tredje (siste) bokstavkode i Zürich-McIntosh systemet, og angis ofte med liten bokstav. Det er fordelingen av flekkene innad i gruppen som skal karakteriseres. Kodene er :

Typiske eksempler er vist på figur 2 på side 25.

Det finnes 60 aktuelle klassifiseringer av solflekker/solflekkgrupper. Maldes klassifiseringsverdier (CV-verdier) for hver av disse er satt opp i de to tabellene som følger. Den første er ordnet alfabetisk, mens den andre er ordnet etter stigende klassifiseringsverdi. Høy klassifiseringsverdi betyr en flekk/gruppe som sannsynligvis har sterk solaktivitet og sterk overlevelseskraft.

Summen av CV-verdiene for hver enkelt gruppe (inklusiv enslige flekker) brukes som tall for solaktiviteten på det aktuelle tidspunktet. Det regnes også ut en k-faktor slik som for relativnummer systemet. Denne faktoren regnes ut som gjennomsnittlig CV for alle observatørene i CV-Helios Network dividert på ditt eget gjennomsnitt for samme periode. Dersom ditt gjennomsnitt f.eks. er 178 når gjennomsnittet for alle observatørene er 181, så blir din k-faktor lik 178/181 = 0,983. Et stort CV-tall betyr høy solaktivitet. Verdier både for den sørlige og nordlige halvkulen, og totalt for hele den synlige solskiven, er interessante. Pr. i dag beregnes imidlertid ikke separate verdier for nord og sør fordi svært få observatører i CV-Helios Network etter hvert sendte separate nord- og sør verdier. Månedsverdier regnes ut som gjennomsnittet for alle dagene i måneden.

Eksempel :

Legg merke til at en Axx flekk bidrar med CV = 1 og en Hsx flekk med CV = 10. I relativnummer systemet bidrar Axx flekken med R = 10*1 + 1 = 11 (’g’ = 1 og ’f’ = 1), og det samme gjør Hsx flekken. Det er altså fundamentale forskjeller i de to systemenes vurdering av visse typer flekker/grupper.

Figur 3 : Til venstre : Nr. 1, 2, 4, 7, 8, og 9 er asymmetriske (a-type) flekker. Nr. 6 er på grensen mellom symmetrisk (s-type) og a-type, mens de andre er s-type flekker. Til høyre : Eksempler på klassifisering av grupper (fargene på kodene har ingen spesiell betydning). Tegningen er laget 13. mai 2000 av B. Pawlutschenko, Australia. Se her for fotografi (215kB) tatt av Birger Andresen noen timer etter at tegningen ble laget. Data for fortografiet : Celestron-11, primærfokus (f/10), 1/30 sek, Kodak Gold 200 ASA film.Flere bilder av sola her.

En av de største utfordringene er å lære seg hvor stor en heliografisk grad er slik at man vurderer gruppens totale utstrekning og hovedflekkens størrelse korrekt, og om halvskyggen er stor nok til å klassifiseres som penumbra. En annen utfordring er å vurdere om to nærliggende grupper/flekker faktisk tilhører en eller to grupper. Forskjellen mellom symmetriske og asymmetriske flekker kan også være litt vanskelig å vurdere.

På Malde’s CV-Helios Nettverk internettsider ( http://www.cv-helios.net/ ) finner du utfyllende informasjon om Malde’s system og rapportskjemaer for solobservasjoner med dette. Der finner du også innmeldingsskjema til CV-Helios nettverk som nevnt i "Innledning" helt fremst).

CV-Helios nettverk hadde pr. juni i år 73 medlemmer, hvorav 44 rapporterte i fjor. Medlemmene kommer fra til sammen 17 land og utførte 6107 observasjoner i 1999. Dette er en klar forbedring fra året før. To TAF medlemmer er med i nettverket; Thomas Jacobsson og jeg.

Bli solobservatør du også da vel….

Da gjenstår det bare å ønske lykke til med observasjonen, og å takke Kjell Inge Malde på det varmeste for mange verdifulle kommentarer til denne artikkelen.

_____________________

Sist oppdatert : 12. august 2000.