Objekty Sluneční soustavy — Pozorování Slunce
HELIOSKOPICKÝ HRANOL Sluneční pentaprismatický hranol, resp. helioskopický nástavec či hranol, zkráceně helioskop, se stejně jako hranol zenitový vkládá před okulár do okulárové ho výtahu. Tento optický systém využívá principu úplného odrazu světla na skleně né ploše. Maximální část slunečního světla je tedy odchýlena od směru přicházejících paprsků a jen pouhý jejich zlomek dosáhne okuláru. I přesto je toto světlo pro pozoro vání okem na okuláru stále ještě příliš jas né, takže se pro bezpečné a pohodlné pozorování musí do okuláru přišroubovat ještě dodatečný šedý filtr.
je známo, že se na Slunci občas objevují tmavé skvrny; některé jsou tak velké, že bychom je dokonce mohli spatřit pouhým okem, kdyby nebylo Slunce tak jasné. S po dobnými slunečními skvrnami se téměř vždy setkáváme na povrchu Slunce, a to
SLUNEČNÍ SKVRNY Co tedy můžeme na Slunci pozorovat, ať už pomocí projekce, nebo s použitím filtrů? Slunce není pouhý bílý kotouč, jak bychom zpočátku mohli předpokládat. Již po staletí
Helioskop se stejně jako zenitový hranol vkládá mezi dalekohled a okulár
Pohyb a vývoj slunečních skvrn v odstupu několika dnů
94
Ukázka elektronické knihy, UID: KOS527706
někdy ve větším, jindy zas v menším množství. Existují velké i malé sluneční skvrny, které se také často sdružují do skupin. Sluneční skvrny jsou proměnlivé a trvání jejich existence, které se pohybuje od hodin
po měsíce, je konečné: asi 90 % všech sku pin slunečních skvrn po deseti dnech už opět z povrchu Slunce zmizí. Budeme-li skvrny pozorovat den po dni, povšimneme si také zřetelné změny jejich polohy, vyvo lané rotací Slunce (jednou za 25 dnů na slunečním rovníku). Při pozornějším sle dování středně velké sluneční skvrny roze známe v jejím středu velmi tmavé jádro neboli umbru, která je obklopena poněkud světlejší penumbrou. Na rozdíl od sluneč ního „povrchu“ (fotosféry) o teplotě asi 5500 °C je teplota slunečních skvrn asi o 1500° C nižší – proto se nám jeví jako tmavé. Rozsáhlejší skupiny slunečních skvrn nás zvou k detailnějšímu pozorování a případnému zakreslování. Sledování vývoje určité skupiny slunečních skvrn patří ke vděčným pozorovacím akti vitám amatérských astronomů. Sluneční skvrny a jejich skupiny se klasifikují podle schématu vytvořeného astronomem Maxem Waldmeierem (viz obrázek na straně 97).
TEPLOTNÍ STUPNICE
Proměna určité skupiny slunečních skvrn zaznamenaná ve formě výkresu v průběhu více dnů
V běžném životě používaná teplotní stupnice (Celsiova stupnice) se orientuje podle záměrně zvolených pevných bodů vztažených k vodě za „normálních podmínek“ (= tlak vzduchu 1013 hektopascalů): destilovaná voda zamrzá při 0 °C a vře při 100 °C. V astronomii se oproti tomu používá takzvaná absolutní neboli Kelvinova teplotní stupnice, která vychází z teploty absolutní nuly, při níž se zastaví veškerý pohyb molekul: 0 K (nula kelvinů) = −273,15 °C; 273,15 K = 0 °C, 373,15 K = 100 °C. Jinými slovy řečeno, rozdíl teplot měřený v obou stupnicích je stejný, pouze nulový bod v Kelvinově stupnici leží o 273,15 stupně níže než u stupnice Celsiovy. Protože je tento rozdíl při velmi vysokých teplotách zanedbatelný, můžeme při teplotách nad 30 000 kelvinů bez váhání upustit od rozlišování mezi oběma stupnicemi a mluvit všeobecně jen o teplotních stupních.
95 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS527706
Objekty Sluneční soustavy — Pozorování Slunce
Na detaily bohatý zvětšený snímek skupiny slunečních skvrn. Zřetelně můžeme odlišit tmavou umbru od světlejší penumbry.
RELATIVNÍ ČÍSLO SLUNEČNÍCH SKVRN
Sluneční fakule pozorujeme jako světle zářící žíly na povrchu Slunce
Statisticky zajímavé je vyhodnocování re lativního čísla slunečních skvrn (R), zave deného roku 1848 Rudolfem Wolfem – ukazatele četnosti výskytu slunečních skvrn pro určitý pozorovací čas: R = 10 × g + f. Číslo g je přitom počet skupin slunečních skvrn a f je celkový počet všech skvrn na Slunci. Najdeme-li tedy na Slunci jednu jedinou skvrnu, potom je R = 11. Při jedné skupině o pěti skvrnách je R = 15. Pět ne závislých jednotlivých slunečních skvrn nás přivede k R = 55. Jestliže různí pozo rovatelé s rozdílnými dalekohledy vypočí tají „svá“ relativní čísla a poté si je navzájem porovnají, zjistí, že se hodnoty R systema ticky liší. Každý pozorovatel sice během určitého dne s mnoha slunečními skvrna mi zaznamená tento vysoký výskyt a v jiný den, kdy je slunečních skvrn málo, každý pozorovatel dospěje k nízké hodnotě R, ale tyto hodnoty R se od sebe liší podle toho, jaký dalekohled byl k pozorování použit a jak rozdílný je individuální „pozorovací styl“ určitého pozorovatele. K této okol nosti přihlíží takzvaný k-faktor.
96 Ukázka elektronické knihy