Дослідження обертального руху Сонця

Чернецький Ігор
Автор Чернецький Ігор
Завідувач відділу створення навчально-тематичних систем знань НЦ «Мала академія наук України», кандидат педагогічних наук, голова Всеукраїнської громадської організації «Асоціація учителів фізики “Шлях освіти – ХХІ”». Наукові інтереси: моделювання освітніх та навчальних середовищ загальноосвітніх і позашкільних навчальних закладів з урахуванням трендів розвитку сучасних засобів навчання.

Завдання роботи:

  1. Визначити швидкість руху фотосфери Сонця на різних широтах.
  2. Визначити період обертання Сонця на різних широтах.

Обладнання:

відеозапис руху сонячної фотосфери, програма Tracker.

Теоретична частина

Найглибший шар атмосфери Сонця товщиною 200–300 км називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра; вона утворює видиму поверхню Сонця. Товщина фотосфери відповідає оптичній товщині приблизно в 2/3. Із наближенням до зовнішнього краю фотосфери температура зменшується з 6600 К до 4400 К. Зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» – гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

Ефективна температура фотосфери загалом становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана–Больцмана, за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані.

Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і т. д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання набагато менша за швидкість обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях рухається нерівномірно: на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах – за 30 днів.

Рух газу у фотосфері Сонця фіксують за рухом утворень на поверхні світила. Головним об’єктом ідентифікації виступають сонячні плями. Сонячні плями – темні утворення на поверхні Сонця, що є осередками сильного магнітного поля. У центрі сонячної плями магнітні лінії спрямовані майже перпендикулярно до поверхні Сонця; з наближенням до краю плями вони нахиляються до його поверхні. Разом з тим, у центрі плями магнітні лінії є досить заплутаними. Саме це перешкоджає розвитку грануляції в центральних областях сонячної плями. Нагріта сонячна плазма складається із заряджених частинок, які не можуть рухатися прямолінійно поперек ліній магнітного поля. Тому лінії сильного магнітного поля в центрі плями «заштовхують» потік гарячої плазми назад у надра Сонця. Відповідно, в центрі плями можна бачити нижчі шари, які завдяки полю підігріваються значно менше, ніж у сусідніх з плямою ділянках, де добре розвинута сонячна грануляція. Тому температура в центрі плями є нижчою десь на 1000 К чи 1500 К від температури поверхні Сонця за межами плями. Згідно із законом випромінювання чорного тіла потік випромінювання з центру плями є значно меншим, і зовнішній спостерігач бачить темнішу ділянку в області плями на фоні яскравої поверхні Сонця. Область у центрі сонячної плями ще називають «тінню».

Ближче до краю плями лінії магнітного поля є більш впорядкованими та значно нахиленими до поверхні Сонця. Відповідно, стає можливим рух зарядженої плазми, що виноситься конвекцією з надр Сонця, і на краю плями видно довгі нитки гарячої плазми, спрямовані вздовж ліній магнітного поля. Тому на краю плями підігрів речовини є більшим, ніж у центрі плями, але все ж таки значно меншим, ніж за межами плями. Для зовнішнього спостерігача краї плями виглядають дещо світлішими внаслідок більшої, ніж у центрі плями, температури, проте вони залишаються темнішими, ніж поверхня Сонця навколо плями. Відповідно, зони по краях сонячної плями називають ще «півтінню».

Кількість сонячних плям на поверхні світила не є сталою. Вона змінюється з 11-річним сонячним циклом. У рік максимуму активності спостерігають понад 100 плям, в рік мінімуму – лише кілька. Час життя плями може коливатися від кількох годин до кількох місяців. Розміри – від кільканадцяти кілометрів до 3-4 діаметрів Землі (до 160 000 км).

Програма Tracker є програмою для аналізу відеозображень рухомих об’єктів. Завдяки їй можна відслідковувати покадрове зміщення об’єкта з автоматичним вирахуванням усіх фізичних параметрів цього руху. Для аналізу обертання Сонця використовується відеоряд зображень його поверхні, отриманий космічною обсерваторією SOHO.

Хід роботи

  1. Запустіть програму Tracker.
  2. Виберіть пункт «Open file» та вкажіть шлях до відеозапису руху фотосфери Сонця. За необхідності його можна завантажити за посиланням http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/LATEST/current_hmi_igr.mpg
  3. Після завантаження відео проаналізуйте частоту кадрів при зйомці. Для цього збільшіть зображення Сонця і в лівому нижньому кутку порахуйте кількість кадрів, що припадає на добу. Розділіть цю кількість на кількість секунд у добі. Занотуйте це значення.
  4. Оберіть кнопку та розмістіть систему координат так, щоб її центр збігався з центром сонячного диску.
  5. Декілька разів перегляньте його та оберіть сонячні плями, які виходять із-за краю сонячного диску, а потім перетинають вертикаль, проведену через центр диску. Поверніться до кадру, де пляма виходить із-за диску.
  6. Оберіть .
  7. Розмістіть вершину транспортиру в центрі системи координат, а інші точки – одну – на горизонтальній осі, другу – на плямі. Зчитайте та занесіть до таблиці широту першої плями α.
  8. Прокруткою кадрів доберіть проміжок у межах, коли пляма буде проходити вертикальну вісь. Проміжок повинен бути невеликий для того, щоб урахувати сферичні спотворення під час проекції. Занотуйте номер початкового кадру та кінцевого. Враховуючи особливості зйомки, ефект переміщення плями спостерігається через 4 кадри, тому номер першого кадру потрібно добрати так, щоб рух розпочався, а крок кадру обрати – 4.
  9. Оберіть кнопку .
  10. У вікні, що з’явиться, потрібно внести таку інформацію: номер стартового кадру, крок – 4, номер кінцевого кадру, частоту кадрів – Frame rate.

  1. Повторно натисніть  .
  2. Оберіть , щоб прибрати транспортир.
  3. Оберіть . На екрані з’явиться одиничний відрізок, розміри якого потрібно задати.
  4. Установіть його за діаметром сонячного диска. Двічі «клікніть» на вікні встановлення його довжини та після появи курсору введіть діаметр Сонця в метрах. Повторно натисніть .
  5. Оберіть кнопку , щоб повернутися на початок відтворення обраної ділянки кадрів.
  6. Оберіть .
  7. Натисніть Shift і, утримуючи його, наведіть рамку курсору на пляму. Натисніть ліву кнопку маніпулятора. З’явиться наступний кадр.
  8. Продовжуйте «трекувати» пляму, утримуючи Shift до останнього обраного кадру. Програма зупинить трекування автоматично після завершення потрібного кадру.
  9. У правому верхньому кутку вікна програми з’явиться графік х(t).

Аналіз даних

  1. Оберіть .
  2. Отриманий графік збільшиться.
  3. Оберіть .
  4. У нижній частині з’явиться вікно

.

У ньому – назва лінії, що наближає (апроксимує) отриманий графік. Коефіцієнт біля t відповідає значенню лінійної швидкості руху плями. Формат запису відповідає стандартному. Занесіть отримане значення v до таблиці.

  1. Розрахуйте радіус орбіти плями під час руху навколо осі Сонця за формулою:

      , де Rc – радіус Сонця. Занесіть отримане значення до таблиці.

  1. Розрахуйте період обертання Сонця на даній широті за виразом:

       . Перерахуйте період у земні доби та занесіть значення до таблиці.

  1. Закрийте вікно аналізу. Оберіть , щоб видалити результати трекування першої плями.
  2. Проведіть попередні дії ще для кількох плям.
  3. Занотуйте висновки до роботи.

 Таблиця результатів

№ плями α v (м/с) R (м) T (діб)
1.
2.
3.
4.