Гелиографические координаты

Гелиографи́ческие координа́ты (от др.-греч. Ἠέλιος — Солнце и γράφω — «пишу») — координаты, описывающие положение объекта на поверхности Солнца.

Диск Солнца (9 августа 1893 года) с наложенной на него для определения координат солнечных пятен палеткой.

Гелиографические координаты построены по аналогии с географическими и характеризуются двумя величинами— широтой (φ) и долготой (λ). Традиционно используют две основные системы гелиографических координат. Широта в этих системах является общей и отсчитывается от плоскости солнечного экватора, то есть плоскости, перпендикулярной оси вращения Солнца и проходящей через его центр. Определения же долготы в этих системах различаются:

• В первой системе координат долгота (λ₁) отсчитывается от плоскости «центрального меридиана» — плоскости, проходящей в данный момент времени через ось вращения Солнца и линию, соединяющую центр Солнца с наблюдателем.

• В кэррингтоновской системе координат долгота (λ₂) отсчитывается от меридиана, проходившего через восходящий узел солнечного экватора в гринвичский полдень 1 января 1854 года (JD 239 8220,0) и вращающегося с сидерическим периодом 25,38 земных суток.

Две указанные долготы в юлианский момент JD связаны приблизительным соотношением

${\mathrm{\lambda <!--\; \lambda \; -->}}_2=\left\{\frac{{\mathrm{\lambda <!--\; \lambda \; -->}}_1}{{360}^{\circ <!--\; \circ \; -->}}-<!--\; -\; -->\frac{\mathrm{J}\mathrm{D}-<!--\; -\; -->2398220}{27.2753}\right\}\cdot <!--\; \cdot \; -->{360}^{\circ <!--\; \circ \; -->}$$\lambda _{2}=\left\{{\frac {\lambda _{1}}{360^{\circ }}}-{\frac {{\rm {JD}}-2398220}{27.2753}}\right\}\cdot 360^{\circ }$,

где «{x}» — дробная часть числа x.

Система центрального меридианаПравить

В англоязычной литературе система координат, в которой долготы отсчитываются относительно центрального меридиана, иногда называется Stonyhurst heliographic coordinates (по названию обсерватории, первой начавшей широко применять такую систему), в русскоязычной — устойчивого названия за ней не закреплено.

Для измерения координат солнечных пятен в этой системе ранее применялась специальная круглая палетка с нанесённой координатной сеткой (англ. Stonyhurst disk), которая накладывалась на изображение Солнца. Традиционно именно такой вид имеют ежедневные карты солнечных образований, публикуемые многими изданиями.

Кэррингтоновская система координатПравить

История возникновенияПравить

Долготы, отсчитываемые от центрального меридиана, удобны в измерении. Однако, так как Солнце вращается, подобным образом измеренная долгота объекта, расположенного на поверхности Солнца, будет меняться.

Чтобы частично избавиться от этого недостатка, в начале 1860-х годов Р. Кэррингтоном была предложена система координат, в которой долготы отсчитывались от специально определённого меридиана, вращающегося вместе с Солнцем. Такой меридиан называется «кэррингтоновским», соответствующий элемент системы координат — «кэррингтоновской долготой», а систему координат — «кэррингтоновской системой координат». (англ. Carrington heliographic coordinates).

Очевидно, что, ввиду изменчивости солнечной фотосферы, такой меридиан невозможно привязать к какому-либо фиксированному объекту на поверхности Солнца. Кроме того, вращение Солнца является дифференциальным: на разных широтах оно вращается с различными периодами обращения. Поэтому за нулевой Кэррингтон произвольно выбрал меридиан, совпадавший с центральным меридианом Солнца 9 ноября 1859 года около 9:39 по гринвичскому времени, когда он начал новую серию наблюдений, и вращающийся с сидерическим периодом ровно 25,38 земных суток. Соответствующий синодический период слегка варьируется в течение года (в связи с неравномерностью движения Земли по орбите), его среднее значение равно 27,2753 земных суток (т. н. «кэррингтоновский период»). Этот период удобен тем, что примерно соответствует скорости вращения Солнца на широтах ±16°, на которые в среднем приходится максимальное количество солнечных пятен.

Затем точка отсчёта долгот кэррингтоновской системы была переопределёна, и каноническим нулевым меридианом стал считаться меридиан, проходивший через восходящий узел солнечного экватора в гринвичский полдень 1 января 1854 года. Выбранный Кэррингтоном нулевой меридиан проходил этот узел 12 часами раньше, в гринвичскую полночь. Таким образом, начало первого кэррингтоновского оборота также сместилось на 12 часов вперёд и стало приходиться примерно на 21:39 UT (JD 2398167,40193).

Особенности системы координатПравить

• В большинстве каталогов солнечных образований координаты указываются именно в кэррингтоновской системе.

• За одни сутки кэррингтоновский меридиан в синодической системе координат смещается примерно на 13,2° по долготе.

• С кэррингтоновской системой координат связана шкала времени: момент, когда кэррингтоновский меридиан в очередной раз совпадает с центральным, считают началом нового «кэррингтоновского оборота» (англ. Carrington rotation). Эти моменты затабулированы и могут быть найдены в астрономических таблицах или вычислены по специальным формулам.

• Кэррингтоновский оборот № 1000 начался 17 июня 1928 года, № 2000 — 20 февраля 2003 года.

Система БартельсаПравить

Известна также другая шкала времени, подобная кэррингтоновской — «система Бартельса», введённая немецким геофизиком Ю. Бартельсом (нем. Julius Bartels) и применяемая для исследования геомагнитных явлений, связанных с солнечной активностью. Она устроена аналогично кэррингтоновской, но синодический период в ней выбран равным 27 суткам (что близко к характерному периоду повторения геомагнитных возмущений), а в качестве начала отсчёта оборотов взята дата 8 февраля 1832 года.

СсылкиПравить

• Создание гелиографических палеток Архивная копия от 17 июля 2012 на Wayback Machine