SWe-просвет. Числа Вольфа
Число Вольфа (относительное цюрихское число солнечных пятен) - один из индексов солнечной активности, характеризующий пятнообразовательную деятельность Солнца. Вычисляется по формуле W=k*(f+10g), где f - количество наблюдаемых на диске Солнца пятен, g - количество образованных ими групп, k - нормировочный коэффициент, выводимый для каждого наблюдателя и телескопа, чтобы иметь возможность совместно использовать найденные ими относительные числа Вольфа. При подсчете f каждое ядро ("тень"), отделенное от соседнего ядра полутенью, а также каждая пора (маленькое пятно без полутени) считаются за пятна. При подсчете g отдельное пятно и даже отдельная пора считаются за группу.
Число Вольфа было предложено в 1849 г. швейцарским астрономом Рудольфом Вольфом (Rudolph Wolf, 1816-1893) и названо в его честь.
Многочисленные свидетельства о наблюдениях крупных пятен, видимых невооруженным глазом на диске Солнца, можно встретить в китайских хрониках, в русских и западноевропейских летописях, в трудах древнегреческих и арабских ученых. Несмотря на огромное число таких упоминаний, их невозможно в серьезной мере систематизировать для дальнейшей статистической обработки, поскольку древние свидетельства о наблюдениях солнечных пятен носят сугубо фрагментарный характер.
Лишь в 1611 году, после изобретения телескопа, астрономы эпохи Возрождения смогли впервые рассмотреть структуру групп солнечных пятен и увидеть сами пятна. Такие наблюдения почти одновременно были осуществлены Галилеем, Фабрициусом, Шейнером и Гарриотом. К великому сожалению, в то время их наблюдения не нашли своего систематического продолжения.
Цикличность появления солнечных пятен была установлена датским астрономом Горребовым в семидесятые годы XVIII века на основании его наблюдений Солнца в 1761-1769 годы. Тем не менее, авторитеты того времени отрицательно оценили этот результат, да и сами материалы Горребова погибли во время обстрела Копенгагена эскадрой адмирала Нельсона в 1805 году.
Лавры первооткрывателя цикличности солнечной активности достались Швабе, который в 1843 году вновь обнаружил факт временных изменений числа солнечных пятен.
В 1852 году Рудольф Вольф подтвердил цикличность солнечной активности на основе наблюдательного материала за предыдущие два столетия. Им была выдвинута идея об организации Службы для регулярных наблюдений дневного светила. Вольф предложил специальный индекс для подсчета относительного числа солнечных пятен, впоследствии названный в его честь. До сих пор число Вольфа остается основным показателем уровня пятнообразовательной деятельности Солнца.
Ряды чисел Вольфа
Наличие коэффициента к в формуле Вольфа позволяет сравнивать различные ряды одноименного индекса, полученные в результате мониторинга пятнообразовательной деятельности Солнца различными наблюдателями и обсерваториями.
Несмотря на свою простоту, формула Вольфа оставляет некоторую неопределенность в подсчете рассматриваемого индекса в силу его статистического характера. Другими словами, практически невозможно получить два идентичных результата в ходе наблюдений на двух телескопах, проводимых двумя наблюдателями в одно и то же время. Определение относительного числа солнечных пятен является сугубо статистическим занятием, поскольку зависит от метода подсчета, возможности апертуры, погодных условий, личных навыков наблюдателя и т.д.
Как правило, коэффициент к либо меньше единицы, либо близок к ней. При использовании индивидуальных наблюдений в целях статистической обработки можно принять коэффициент к, равным единице.
Другим источником различия тех или иных рядов индекса Вольфа является сама методика подсчета числа солнечных пятен. На первый взгляд может показаться, что количество пятен на солнечном диске в данный момент времени - это вполне однозначная величина. Такая мысль приходит в голову, если ассоциировать солнечные пятна с простыми темными точками на ярком диске Солнца.
Увы, это совсем не так. Любые упрощения на сей счет просто неуместны. Во-первых, солнечные пятна сильно отличаются друг от друга по размеру. Самые мелкие пятна едва различимы даже в телескоп. Вообще, такие пятна, называемые порами, можно заметить только при благоприятных атмосферных условиях. С другой стороны, самые крупные пятна могут занимать огромную площадь на солнечном диске, и их размеры вполне сопоставимы с размерами небольших групп солнечных пятен.
Во-вторых, солнечные пятна заметно отличаются по форме. Если мелкие пятна можно принять за небольшие точки, то крупные пятна могут выглядеть настолько причудливым образом (например, в виде чернильной кляксы сложной формы), что порой их хочется разделить на несколько частей и посчитать как группу.
В-третьих, может возникнуть проблема и с правильностью подсчета групп солнечных пятен. Особенно критической ситуация бывает в эпоху максимума солнечной активности. Близко расположенные группы солнечных пятен можно по ошибке принять за одну группу. И наоборот, периферийные части огромной группы можно принять за отдельные группы.
Согласно исследованию польского астронома М. Копецкого, в настоящее время известны три системы подсчета относительных чисел солнечных пятен. Первая принята в российской и американской службах Солнца. В этой системе число пятен включает в себя одиночные пятна с развитой полутенью, все поры, ядра внутри общей полутени и куски полутени.
Вторая система подсчета относительных чисел солнечных пятен была введена самим Вольфом. В ней отдельные поры не учитывались, поскольку при плохой видимости их можно было легко пропустить. Неизвестно, каким образом Вольф подсчитывал поры в сложных группах: считал ли он их наряду с крупными пятнами в этих группах или игнорировал их, как и отдельные поры.
Третью систему подсчета относительных чисел солнечных пятен предложил А. Вольфер (Цюрих), преемник Вольфа. В ней подсчет числа пятен производится с учетом их площади и стадии эволюции, на которой находятся соответствующие группы. Наименьшим порам приписывается вес 1, большим порам - 2, малым пятнам с полутенью - 3, большим пятнам - 5.
Пусть мы имеем число солнечных пятен N, причем доли пятен с весами 1, 2, 3, 5 в цюрихской системе равны соответственно a, b, c и 1-(a+b+c). Тогда оценка относительного числа солнечных пятен Nz в этой системе будет такой:
Кроме того, Вольфер вывел коэффициент перевода третьей системы в первую. Этот коэффициент оказался равным k=0.6.
В настоящее время существуют три достаточно длинных ряда чисел Вольфа: цюрихский (с 1749 г.), пулковский (с 1933 г.) и американский (с 1945 г.). В последних двух рядах применяется первая система подсчета. Третья система определения относительного числа Вольфа - цюрихская - признана как международная. До 1981 года эта система использовалась в Цюрихе (откуда и пошло ее название) и теперь применяется Королевской астрономической обсерваторией в Уккле (Бельгия), которая по сей день продолжает цюрихский ряд чисел Вольфа.
источник
Число Вольфа было предложено в 1849 г. швейцарским астрономом Рудольфом Вольфом (Rudolph Wolf, 1816-1893) и названо в его честь.
Многочисленные свидетельства о наблюдениях крупных пятен, видимых невооруженным глазом на диске Солнца, можно встретить в китайских хрониках, в русских и западноевропейских летописях, в трудах древнегреческих и арабских ученых. Несмотря на огромное число таких упоминаний, их невозможно в серьезной мере систематизировать для дальнейшей статистической обработки, поскольку древние свидетельства о наблюдениях солнечных пятен носят сугубо фрагментарный характер.
Лишь в 1611 году, после изобретения телескопа, астрономы эпохи Возрождения смогли впервые рассмотреть структуру групп солнечных пятен и увидеть сами пятна. Такие наблюдения почти одновременно были осуществлены Галилеем, Фабрициусом, Шейнером и Гарриотом. К великому сожалению, в то время их наблюдения не нашли своего систематического продолжения.
Цикличность появления солнечных пятен была установлена датским астрономом Горребовым в семидесятые годы XVIII века на основании его наблюдений Солнца в 1761-1769 годы. Тем не менее, авторитеты того времени отрицательно оценили этот результат, да и сами материалы Горребова погибли во время обстрела Копенгагена эскадрой адмирала Нельсона в 1805 году.
Лавры первооткрывателя цикличности солнечной активности достались Швабе, который в 1843 году вновь обнаружил факт временных изменений числа солнечных пятен.
В 1852 году Рудольф Вольф подтвердил цикличность солнечной активности на основе наблюдательного материала за предыдущие два столетия. Им была выдвинута идея об организации Службы для регулярных наблюдений дневного светила. Вольф предложил специальный индекс для подсчета относительного числа солнечных пятен, впоследствии названный в его честь. До сих пор число Вольфа остается основным показателем уровня пятнообразовательной деятельности Солнца.
Ряды чисел Вольфа
Наличие коэффициента к в формуле Вольфа позволяет сравнивать различные ряды одноименного индекса, полученные в результате мониторинга пятнообразовательной деятельности Солнца различными наблюдателями и обсерваториями.
Несмотря на свою простоту, формула Вольфа оставляет некоторую неопределенность в подсчете рассматриваемого индекса в силу его статистического характера. Другими словами, практически невозможно получить два идентичных результата в ходе наблюдений на двух телескопах, проводимых двумя наблюдателями в одно и то же время. Определение относительного числа солнечных пятен является сугубо статистическим занятием, поскольку зависит от метода подсчета, возможности апертуры, погодных условий, личных навыков наблюдателя и т.д.
Как правило, коэффициент к либо меньше единицы, либо близок к ней. При использовании индивидуальных наблюдений в целях статистической обработки можно принять коэффициент к, равным единице.
Другим источником различия тех или иных рядов индекса Вольфа является сама методика подсчета числа солнечных пятен. На первый взгляд может показаться, что количество пятен на солнечном диске в данный момент времени - это вполне однозначная величина. Такая мысль приходит в голову, если ассоциировать солнечные пятна с простыми темными точками на ярком диске Солнца.
Увы, это совсем не так. Любые упрощения на сей счет просто неуместны. Во-первых, солнечные пятна сильно отличаются друг от друга по размеру. Самые мелкие пятна едва различимы даже в телескоп. Вообще, такие пятна, называемые порами, можно заметить только при благоприятных атмосферных условиях. С другой стороны, самые крупные пятна могут занимать огромную площадь на солнечном диске, и их размеры вполне сопоставимы с размерами небольших групп солнечных пятен.
Во-вторых, солнечные пятна заметно отличаются по форме. Если мелкие пятна можно принять за небольшие точки, то крупные пятна могут выглядеть настолько причудливым образом (например, в виде чернильной кляксы сложной формы), что порой их хочется разделить на несколько частей и посчитать как группу.
В-третьих, может возникнуть проблема и с правильностью подсчета групп солнечных пятен. Особенно критической ситуация бывает в эпоху максимума солнечной активности. Близко расположенные группы солнечных пятен можно по ошибке принять за одну группу. И наоборот, периферийные части огромной группы можно принять за отдельные группы.
Согласно исследованию польского астронома М. Копецкого, в настоящее время известны три системы подсчета относительных чисел солнечных пятен. Первая принята в российской и американской службах Солнца. В этой системе число пятен включает в себя одиночные пятна с развитой полутенью, все поры, ядра внутри общей полутени и куски полутени.
Вторая система подсчета относительных чисел солнечных пятен была введена самим Вольфом. В ней отдельные поры не учитывались, поскольку при плохой видимости их можно было легко пропустить. Неизвестно, каким образом Вольф подсчитывал поры в сложных группах: считал ли он их наряду с крупными пятнами в этих группах или игнорировал их, как и отдельные поры.
Третью систему подсчета относительных чисел солнечных пятен предложил А. Вольфер (Цюрих), преемник Вольфа. В ней подсчет числа пятен производится с учетом их площади и стадии эволюции, на которой находятся соответствующие группы. Наименьшим порам приписывается вес 1, большим порам - 2, малым пятнам с полутенью - 3, большим пятнам - 5.
Пусть мы имеем число солнечных пятен N, причем доли пятен с весами 1, 2, 3, 5 в цюрихской системе равны соответственно a, b, c и 1-(a+b+c). Тогда оценка относительного числа солнечных пятен Nz в этой системе будет такой:
Кроме того, Вольфер вывел коэффициент перевода третьей системы в первую. Этот коэффициент оказался равным k=0.6.
В настоящее время существуют три достаточно длинных ряда чисел Вольфа: цюрихский (с 1749 г.), пулковский (с 1933 г.) и американский (с 1945 г.). В последних двух рядах применяется первая система подсчета. Третья система определения относительного числа Вольфа - цюрихская - признана как международная. До 1981 года эта система использовалась в Цюрихе (откуда и пошло ее название) и теперь применяется Королевской астрономической обсерваторией в Уккле (Бельгия), которая по сей день продолжает цюрихский ряд чисел Вольфа.
источник