Badanie rotacji Słońca.

1.  Narzędzia

Teleskop słoneczny Coronado PST, okular 9.5 mm, kamera internetowa Logitech QuickCam 4000 z przejściówką o średnicy 1.25 cala. Do tego laptop z systemem operacyjnym Windows i oprogramowaniem sterującym kamerą (do pobrania ze strony http://www.logitech.com/pub/techsupport/quickcam/qc1051enu.exe).

2.  Przygotowanie do obserwacji

Należy zapoznać się z teleskopem, kamerą i oprogramowaniem sterującym. Obserwacje należy wykonać do najmniej dwukrotnie w odstępie minimum 2 dni od siebie, tak by widoczna była za każdym razem te same plamy/grupy plam słonecznych. Należy zadbać o dokładny czas zegara systemowego na laptopie np za pomocą synchronizacji z serwerem czasu.

3.  Obserwacje

Teleskop zamontowany jest na standardowym statywie fotograficznym, który posiada możliwość ruchu w azymucie i wysokości. Obydwie osie są blokowane i odblokowywane wspólnie przy pomocy rączki wychodzącej z głowicy. Teleskop należy przykręcić stabilnie do statywu za pomocą śruby znajdującej się na wyciąganej z głowicy statywu stopce.

Celowanie na Słońce wykonuje się w początkowej fazie "na oko", a później można skorzystać z okrągłej matówki umieszczonej na górnej powierzchni teleskopu. Obracając teleskop na statywie należy ustawić go w takiej pozycji by jasny punkt na matówce ("Słońce") znalazł się dokładnie w centrum. Wówczas można spojrzeć przez okular i ewentualnie skorygować ustawienie teleskopu i ostatecznie zablokować głowicę statywu.

Ustawianie ostrości wykonuje się za pomocą śruby regulacyjnej na spodzie teleskopu "pod okularem". Dodatkowo, za pomocą dużego pierścienia u nasady złotego tubusu należy wyregulować wewnętrzny filtr H alpha teleskopu. Regulacja ta nie wpływa znacząco na widoczność plam słonecznych, jest jednak decydująca dla widoczności granulacji, rozbłysków, pochodni, protuberancji i innych obiektów na tarczy Słońca.

Następnie można wyłożyć okular z teleskopu i w jego miejsce zamontować kamerę internetową. Po podłączeniu kamery do laptopa i uruchomieniu programu sterującego niezbędne będzie jak najdokładniejsze ustawienie ostrości.

Obserwacje polegają na nagraniu części lub całości tarczy Słońca na film. Film ten musi mieć co najmniej kilkanaście sekund i musi być wykonany przy nieruchomym teleskopie, gdyż oprócz pozycji plam niezbędne jest zarejestrowanie kierunku dobowego ruchu pozornego Słońca na sferze niebieskiej.

4.  Analiza

W pierwszym kroku należy zidentyfikować te same plamy na dwóch filmach wykonanych w odstępie co najmniej 2 dni. Następnie należy odczytać pozycję (x,y) środków wybranych plam oraz określić pozycję (x,y) środka tarczy Słońca oraz kierunek przesuwania się tarczy Słońca na filmie poprzez wyznaczenie zmian pozycji dowolnego wybranego punku na tarczy Słońca (delta x, delta y).

Za pomocą macierzy obrotu (lub prostych rozważań trygonometrycznych) należy przeliczyć współrzędne (x,y) plam z układu związanego z pikselami kamery internetowej do układu związanego z ruchem Słońca na niebie. Innymi słowy najpierw należy wykonać translację pozycji (x,y) plam. Odczytane z obrazka współrzędne są bowiem liczone względem rogu obrazka, a powinny być liczone względem środka Słońca. Następnie należy dokonać obrotu układu współrzędnych tak by oś x nowego układu skierowana była w stronę pozornego ruchu Słońca na filmie, a druga była do niej prostopadła. Na koniec należy wyliczyć średnicę tarczy Słońca na filmie.

Po wykonaniu tych obliczeń można skorzystać z programu komputerowego do przeliczenia naszych nowych współrzędnych (x,y) każdej plamy na długość i szerokość heliograficzną http://www.petermeadows.com/html/software.html.

Aby oszacować niepewności pomiarowe należy najpierw oszacować w pikselach niepewność pomiaru pozycji (x,y) plam, centrum tarczy Słońca oraz kierunku ruchu Słońca na filmie. Następnie należy przeprowadzić kilkakrotnie całą procedurę pomiaru współrzędnych heliograficznych plam, za każdym razem zmieniając współrzędne x,y zgodnie z ich niepewnościami. W ten sposób dla każdej plamy dostaniemy cały zestaw pomiarów jej współrzędnych na Słońcu w danym momencie. Średnia z tych pomiarów będzie naszym ostatecznym pomiarem, a odchylenie standardowe będzie miarą ostatecznej niepewności wyników.

Układ współrzędnych heliograficznych Carringtona obraca się ze Słońcem w prędkością 27.2753 dni (okres synodyczny), Słońce jednak obraca się różnicowo i podany okres rotacji odnosi się tylko do plam znajdujących się na niewielkich szerokościach heliograficznych. Wynika stąd, że jeśli wyznaczone współrzędne heliograficzne plam nie zmieniły się pomiędzy obserwacjami to pomiar wskazuje na okres obrotu Słońca dokładnie taki jak w definicji układu Carringtona. Jeśli jednak współrzędne się zmieniły wskazuje to na szybszy lub wolniejszy obrót Słońca na szerokości heliograficznej na której znajdowały się plamy. Należy dla każdej grupy plam wyznaczyć różnicę długości heliograficznej pomiędzy pomiarami w różnych momentach czasu (razem z niepewnościami) i przeliczyć tą różnicę na poprawkę do okresu rotacji Słońca.

Dysponując plamami na różnych szerokościach heliograficznych należy wykonać wykres przedstawiający zależność okresu rotacji od szerokości heliograficznej i porównać do danych dostępnych na ten temat w internecie. Uwaga! Należy zwrócić uwagę czy dane w internecie są podane dla gwiazdowego czy synodycznego okresu rotacji. Gdyby były niezgodne z wykonanymi obserwacjami łatwo można je przeliczyć.

Niezależnie od ilości plam na Słońcu wyznaczony/e okresy rotacji należy porównać z okresem rotacji dla danej szerokości heliograficznej Słońca, z uwzględnieniem wyznaczonych błędów pomiarowych i przedyskutować ich ewentualną zgodność lub niezgodność.