Projeto #66/89 - Elaboração do Diagrama de Maunder
JUSTIFICATIVA
Este é o segundo de uma série de projetos da REA abrangendo a obsevação solar. Ao contrário do primeiro(Número de Wolf), o presente programa demandará um pouco mais do observador, notadamente para orientar seu desenho de forma tal que a latitude heliográfica de cada mancha possa ser obtida durante a redução. No entanto, manntendo a filosofia de reduzir ao mínimo.indispensável o tempo dispendido na observação (em função dos compromissos de todos durante o dia), procuramos desviar para a fase de redução todos os trabalhos que não tenham obrigatoriamente de ser feitos pelo observador. Assim, estimamos que dificilmente o participante perca mais de dez a quinze minutos por dia com este programa (incluindo-se também a estimativa do Número de Wolf - projeto 56/89).
OBJETIVO
Determinação da variação, no decorrer do ciclo solar, das latitudes heliocêntricas em que as manchas solares ocorrem. O gráfico resultante (denominado diagrama de Maunder, ou "butterfly diagram"; - diagrama borboleta), se elaborado durante anos, permite determinar a época em que cada novo ciclo se inicia com razoável precisão.
FREQUÊNCIA E HORÁRIO DAS OBSERVAÇÕES
Tanto quanto possível, diariamente. Ver as notas correspondentes do programa 56/89 (Número de Wolf).
NOTA IMPORTANTE : PRECAUÇÕES AO OBSERVAR O SOL
Nunca observe o Sol sem proteção adequada. Leia a respeito as recomendações feitas no projeto 56/89 (Número de Wolf) igualmente aplicáveis ao presente programa.
DIAGRAMA DE MAUNDER
Em 1904. E.Walter Maunder iniciou a plotar, mês a mês, a latitude de cada mancha solar que observava no Sol. Após anos de trabalho, ele notou que, no início de cada ciclo - solar, as manchas se concentravam em latitudes heliocêntricas mais altas (da ordem de + 35 a + 40 graus) e, à medida que o ciclo progredia, elas se deslocavam gradativamente para latitudes mais próximas do Equador Solar - em geral a cerca de + 5 graus dele, quando da mínima atividade. O diagrama correspondente (reproduzido na fig.1) é conhecido como diagrama de Maunder ou diagrama borboleta, em função de seu aspecto peculiar.
Embora não haja ainda certeza absoluta sobre o mecanismo que origina esse fenômeno, tudo indica que esteja relacionado ao modelo proposto há mais de vinte anos atrás por Babcock e Parker, de linhas de campo magnético ";congeladas" a algumas centenas de quilômetros abaixo da fotosfera. A rotação diferencial do Sol iria aos poucos "enrolando" esses "tubos" de campo magnético e o rompimento ou cruzamento de alguns deles iniciaria o processo, a latitudes relativamente altas. No decorrer do ciclo isso iria acontecendo cada vez mais próximo do equador; simultaneamente, as manchas passam a se alinhar mais na direção norte-sul do disco solar, até que - no fim do ciclo de 11 anos - a polaridade do campo magnético total do Sol se vê invertida. Os "tubos" de campo se rearranjam e começa novo processo de "enrolamento", definindo assim a novo ciclo. No diagrama de Maunder, pode-se observar que as manchas do novo ciclo começam a aparecer em latitudes altas, enquanto as últimas manchaso ciclo antigo ainda estão presentes próximas ao Equador Solar.
Butterfly Diagram
DETERMINAÇÃO DA LATITUDE HELIOCÊNTRICA
Para este projeto será necessária a determinação, com razoável precisão, da latitude heliocêntrica em que cada mancha se encontra. Para isso, lançaremos mão de desenhos através do gabarito de 10 cm de diâmetro,onde o participant:e marcará a posição das manchas em cada observação. Portanto, o método de projeção tem de ser necessariamente usado. (Observações visuais com filtros não darão a precisão desejada). A única alternativa para a projeção seria a fotografia, onde o mesmo trabalho de redução será realizado. No entanto, ao iniciar os trabalhos, o amador irá esbarrar num problema: como orientar as direções em cada observação? Ao contrário da Lua ou planetas, o Sol não possui marcas ou acidentes fixos de quaisquer especie - não há referências, portanto. Pior ainda, a orientação do equador solar e do meridiano N-S varia conforme a época do ano. Vamos procurar detalhar um pouco mais a situação. Assim como ocorre com a Terra, o eixo de rotação solar não é perpendicular à eclíptica. Ao contrário: o plano do equador solar forma com ela um ângulo de aproximadamente 7 graus . Em consequência, no decorrer do ano, ora a Terra está acima, ora abaixo do plano do equador solar. Isto, além da inclinação do próprio eixo da Terra, provoca os aspectos que se veem na figura 2. Note que em apenas duas datas - 5 de junho e 7 de dezembro - o equador solar se mostra "reto", o que significa que a Terra está cruzando seu plano naqueles dias.
Esquema das posições do Sol durante o ano
Dessa forma, fazem-se necessários três elementos para definir a posição heliocêntrica de qualquer objeto sobre o disco solar, em qualquer data:
| P |
ângulo de posição da extremidade N do disco solar, a partir do N terrestre e na direção E . O valor de P é encontrado, para cada data, às 00:00 h TU, em anuários (p.ex., o Anuário editado pelo IAG/USP). A variação deste parâmetro no decorrer do ano é de aproximadamente -26 graus a + 26 graus.
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| B0 |
latitude heliográfica do centro do disco solar. Por convenção, B0 é positivo para o hemisfério N , e negativo para o hemisfério S . É igualmente encontrada em anuário e seu valor oscila entre -7 graus e + 7 graus, aproximadamente.
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| L0 |
longitude heliográfica do meridiano central do Sol. Também este parâmetro é encontrado em anuários. Especificamente para este programa, o valor de L0 não será necessário.
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Como mencionamos anteriormente, procuramos reduzir ao mínimo indispensável o trabalho do observador no presente projeto. Assim, os cálculos da latitude heliocêntrica de cada mancha serão feitos pela coordenação da REA, durante a redução dos dados. Existem várias maneiras de fazê-lo, sendo a mais conhecida através dos "discos de Stonyhurst". Escolhemos, no entanto, uma forma desenvolvida mais recentemente e mais adaptável à redução por microcomputadores: os "discos de Porter", que reproduzimos na figura abaixo:
Disco de Porter:
Nota:
eventuais associados que tenham interesse em obter uma reprodução do disco de Porter em formato de transparência para seu próprio uso, poderão solicitá-lo por escrito à coordenação da REA). No entanto, e para facilitar os trabalhos de redução, pedimos a todos que indiquem ao lado de cada desenho, os valores de P e B
0 relativos a cada data de suas observações. Para tanto, anexamos a tabela correspondente (calculada por Claudio Brasil Leitão Jr, da REA). O observador deverá consultá-la em cada observação e anotar os valores na ficha-padrão.
ORIENTAÇÃO DA IMAGEM SOLAR
Entretanto, existe um trabalho que é absolutamente indispensável para que as observações sejam válidas, e que apenas o próprio observador poderá realizar: trata-se da orientação da imagem solar em cada data. Ou seja, o observador precisará indicar no desenho as direções N,S,E,O, relativas à Terra. Para tanto, sugerimos orientar, previamente ao desenho, a linha E-O de acordo com uma das seguintes técnicas:
1.
Trace uma linha diametral (que será a linha E-O relativa à Terra) e procure localizar uma mancha, colocando-a junto ao bordo do disco (gabarito). Com a rotação da Terra, a mancha irá se deslocar no sentido oposto. Ajuste o gabarito de forma tal que o deslocamento da mancha se dê exatamente sobre a linha que você traçou. Pronto, a linha E-O estará orientada. (Quanto à linha N-S, basta traçar outra linha diametral, perpendicular à primeira, passando pelo centro do círculo. Se você estiver em dúvida sobre a posição do N ou do S , desloque (balance) levemente o tubo do telescópio). Anote os quatro pontos (N,S,E,O) em seu desenho. Recoloque a imagem do Sol centrada no gabarito e anote com precisão a posição das manchas. A técnica do uso de uma mancha para a orientação é a recomendada por Avelino Alves (Universo, 5, #20, 1985).
2.
Com o motor do telescópio desligado (assim como na técnica anterior), deixe a imagem do disco solar "correr" sobre o gabarito até que a projeção se superponha exatamente sobre o círculo do gabarito (naturalmente, ambos deverão ter o mesmo diâmetro de 10 cm). Atenção para que a "passagem" do disco solar progetado pelo círculo seja exatamente tangencial. Nessas condições, o deslocamento da imagem projetada definirá a linha E-O. A linha N-S pode ser encontrada como na técnica anterior. Recoloque então a imagem do Sol centrada no gabarito, anotando precisamente a posição das manchas. Esta técnica foi sugerida por Alexandre D. Rodrigues, em uma das últimas reuniões da REA. Voce poderá usar também qualquer outra técnica que já empregue anteriormente: o importante (e, repetimos, indispensável para que a observação seja válida) é que os pontos cardeais estejam indicados corretamente no desenho.
Técnica para orientar a imagem solar:
Utilizaremos a mesma terminologia empregada no projeto 56/89 Número de Wolf:
N (Nebulosidade)
a fração do céu que se encontra coberto no momento da observação. Indique em porcentagem, desde 0X a 100X, e em passos de dez em dez.
S (Seeing)
estabilidade da imagem. Padronize segundo uma escala de 1 a 5 , sendo 1, excelente; 2, boa ; 3, regular; 4,ruim; 5, péssima.
G
número de agrupamentos, ou áreas ativas.
F
número total de manchas (isoladas ou em grupos). Se você desejar, poderá também indicar o número de Wolf aqui; nao esquega, no entanto, de registrá-lo também na ficha-padrao daquele projeto, pois as reduções serao feitas de forma independente.
Obs.
Não se esquega de anotar os valores de P e B
0 relativos à data de sua observação (use a tabela anexa), bem como os dados instrumentais.
Nota: durante a contagem de grupos, alguns poderão ficar em dúvida sobre se determinado agrupamento de manchas é mesmo apenas 1 grupo, ou dois ou mais grupos próximos entre si. Para auxílio neste caso, reproduzimos abaixo (
ver Proj #056/89) a classificação de Zurich, que é a padronizada pelo SIDC. Note que abaixo se vê uma "escala" (de 0 grau a 30 graus) que poderá ajudá-lo na eventual dúvida. Não se preocupe (ao menos neste programa) em registrar o "tipo" de agrupamento (A2, C1, etc): isto não será necessário, a menos que você o deseje para uso próprio.
REFERÊNCIAS
| Alves, Avelino |
"Universo", 5, 20 |
1985 |
| Muirden, J. |
"Amateur Astronomer's Handbook" |
1983 |
| Nicolini, Jean |
"Observemos o Sol"( apostila) |
1989 |
| Sanchez, C.R. |
"Universo", 7 , 23 |
1987 |
Tasso A. Napoleão (REA/SP).
Colaboraram: Carlos Colesanti, Edvaldo Trevisan, Cláudio Brasil Leitão Jr , Renato Levai e Alexandre Rodrigues.
