Προσδιορισμός Ηλιακής Έντασης Στεφάνης Με Δύο Πρακτικές Μεθόδους

Το ηλιακό στέμμα είναι ένα εξωτερικό και ενεργητικό στρώμα της ατμόσφαιρας του Ήλιου, το οποίο περιέχει πολλά μυστήρια μέσα του.

Επομένως, κάθε ολική έκλειψη Ηλίου γίνεται ένα σημαντικό ουράνιο γεγονός από αυτή την άποψη. Κατά τη διάρκεια μιας έκλειψης, το ηλιακό στέμμα είναι ορατό με γυμνό μάτι. Η παρατήρηση του ηλιακού στέμματος απευθείας έξω από τις εκλείψεις είναι σχεδόν αδύνατη. Επειδή η πυκνότητα των σωματιδίων του είναι πολύ χαμηλή και η θερμοκρασία του είναι πολύ υψηλή, η οποία αγγίζει μερικά εκατομμύρια βαθμούς (Gabriel, 1976; Fontenla et al., 1993). Το σχήμα του στέμματος εξαρτάται κυρίως από το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου. Ως αποτέλεσμα, οι διακυμάνσεις στην κατανομή του μαγνητικού πεδίου προκαλούν τις αλλαγές στο παρατηρούμενο σχήμα του στέμματος. Δύο παραδείγματα αυτών των περιπτώσεων φαίνονται στο Σχήμα 1.

Σε μελέτες έκλειψης, το στεφανιαίο φως γίνεται αποδεκτό ως πολωμένο φωτοσφαιρικό φως που διασκορπίζεται στη γραμμή της όρασης από ελεύθερα ηλεκτρόνια (van de Hulst, 1950· Saito, 1970). Από αυτή την άποψη, το παρατηρούμενο μέγεθος φωτεινότητας είναι ευθέως ανάλογο με την πυκνότητα των σωματιδίων. Επομένως, η λαμβανόμενη στεφανιαία ένταση φωτός καθιστά εύκολη την εκτίμηση της πυκνότητας σωματιδίων του ηλιακού στέμματος.

Το πρώτο αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό στις εικόνες έκλειψης είναι η διαβάθμιση φωτεινότητας. Για να αποκαλυφθεί με ακρίβεια αυτή η κλίση, είναι απαραίτητο να τραβήξετε φωτογραφίες με διαφορετικούς χρόνους έκθεσης κατά την παρατήρηση της έκλειψης. τις σύντομες εκθέσεις για τα φωτεινά μέρη και τις μεγάλες εκθέσεις για τα πιο αδύναμα μέρη. Στο επόμενο βήμα, το σημαντικό είναι να ληφθεί η συνάρτηση βαθμονόμησης έντασης (ICF) του χρησιμοποιούμενου φωτογραφικού υλικού. Για αυτό, οι εικόνες φιλτραρισμένου ηλιακού δίσκου λαμβάνονται με διαφορετικές εκθέσεις και διαφράγματα πριν ή μετά την παρατήρηση έκλειψης. Σε αυτή την εργασία, παρουσιάζονται δύο πρακτικές μέθοδοι σχετικά με τη λήψη ICF του φωτογραφικού υλικού που χρησιμοποιείται και τον υπολογισμό της έντασης των σύνθετων εικόνων σε μια παρατήρηση έκλειψης.

Για να ληφθεί το ICF, υπολογίζονται οι κανονικοποιημένες τιμές και οι τιμές σχετικής έντασης των εικόνων βαθμονόμησης στο πρώτο βήμα. Για κανονικοποιημένη ένταση I _Δ , όλη η παρατηρούμενη φωτεινότητα του ηλιακού δίσκου (I ₀ ) διαιρείται με την τιμή της έντασης του φόντου (I _λεπτά ) της συντομότερης έκθεσης. Αυτό δίνεται από

Σχετική ένταση I _R που εξαρτάται από την έκθεση και τα όργανα παρατήρησης δίνεται από:

όπου I είναι η μέση ένταση του φαινομενικού ηλιακού δίσκου, f _int και f _pol είναι οι μεταδόσεις φωτός του ηλιακού φίλτρου και του πολωτή, αντίστοιχα, t είναι ο χρόνος έκθεσης και A ₀ και A _Δ είναι η περιοχή του ανοίγματος του τηλεσκοπίου και των ανοιγμάτων του διαφράγματος, αντίστοιχα. Το ICF λαμβάνεται με την προσαρμογή μιας καμπύλης στο γράφημα που σχεδιάζεται μεταξύ του I _Δ και Εγώ _R . Ως παράδειγμα, το γράφημα που σχεδιάστηκε για την έκλειψη της 29ης Μαρτίου 2006 φαίνεται στο Σχήμα 2. Το ICF που προκύπτει για αυτήν την έκλειψη δίνεται από

Το σχήμα 3 δείχνει μερικές εικόνες βαθμονόμησης ηλιακού δίσκου που χρησιμοποιούνται για αυτήν τη λειτουργία. Έτσι, χρησιμοποιώντας το ICF, η κανονικοποιημένη φωτεινότητα της κορώνας στις εικόνες έκλειψης μετατράπηκε στη σχετική ένταση σε μονάδες της παρατηρούμενης μέσης ηλιακής φωτεινότητας.

Με την άλλη μέθοδο που αναπτύχθηκε σε αυτή τη μελέτη, παρουσιάστηκε μια εξίσωση για τον υπολογισμό της συνδυασμένης (σύνθετης) έντασης των εικόνων που λαμβάνονται σε διαφορετικούς χρόνους έκθεσης. Ως αποτέλεσμα των αναλυτικών μελετών που έγιναν, η συνδυασμένη φωτεινότητα υπολογίζεται από

όπου Σ I_exp είναι το άθροισμα κάθε έντασης έκθεσης,  n_exp είναι ο συνολικός αριθμός εκθέσεων και Σ t είναι το άθροισμα των χρησιμοποιημένων χρόνων έκθεσης ως δευτερόλεπτο. Στην έκλειψη του 2006, παρατηρήσεις πόλωσης λευκού φωτός έγιναν σε γωνίες πόλωσης 0, 60 και 120 μοιρών. Μερικές από τις εικόνες που τραβήχτηκαν κατά τη διάρκεια αυτής της έκλειψης φαίνονται στην Εικόνα 4.

Οι συνδυασμένες εντάσεις για κάθε γωνία πόλωσης υπολογίζονται με τη μέθοδο που αναπτύχθηκε πρόσφατα και τα αποτελέσματα φαίνονται χωριστά στο Σχήμα 5.

Η συνολική φωτεινότητα, οι γωνίες πόλωσης και ο βαθμός πόλωσης του στέμματος λαμβάνονται χρησιμοποιώντας τις παραμέτρους Stokes για τις εντάσεις κάθε γωνίας πόλωσης. Η συνολική ένταση της έκλειψης του 2006 ως εικόνα και οι χρησιμοποιούμενες ισοφωτογραφίες για τον υπολογισμό φαίνονται στο Σχήμα-6. Οι τιμές έντασης σε ορισμένες ακτινικές κατευθύνσεις (0, 30, 60 και 90 μοίρες) φαίνονται στο Σχήμα 7 σε σύγκριση με τις τιμές μοντέλου του Saito (1970) και τις τιμές παρατήρησης επτά διαφορετικών εκλείψεων.

Οι συνολικές εντάσεις που ελήφθησαν για την έκλειψη του 2006 είναι συνεπείς τόσο με το μοντέλο όσο και με τις τιμές παρατήρησης στη βιβλιογραφία. Αυτό αποτελεί ένδειξη ότι αυτές οι δύο μέθοδοι είναι σχετικά σωστές. Ωστόσο, η επανάληψη της δοκιμής με νέες παρατηρήσεις έκλειψης που θα γίνουν στο μέλλον θα υποστηρίξει περαιτέρω αυτήν την κατάσταση.

Αναφορές:

• Fontenla, J.M., Avrett, E.H., Loeser, R.:1993, Astrophys. J. 406, 319.
• Gabriel, A.H.:1976, Phil. Μεταφρ. Ρόι. Soc. London A 281, 399.
• Saito, Κ.:1970, Ann. Tokyo Astron. Παρατηρ. 13(2), 53.
• van de Hulst, H.C.:1950, Βουλ. Άστρον. Inst. Neth. 11, 135.

Αυτά τα ευρήματα περιγράφονται στο άρθρο με τίτλο Two Practical Methods for Coronal Intensity Determination, που δημοσιεύεται στο περιοδικό Solar Physics . Επικεφαλής αυτής της εργασίας ήταν ο Hikmet Çakmak από το Πανεπιστήμιο της Κωνσταντινούπολης.

Οι εικόνες σε αυτό το κείμενο χρησιμοποιούνται κατόπιν άδειας από το Springer Customer Service Center GmbH:Springer Nature, Solar Physics (Two Practical Methods for Coronal Intensity Determination, Hikmet Çakmak), © 2017