( rev. 14Sep97 )
"KLASSIFISERINGSVERDIER", et nytt mål for solaktivitet?
Det ofte refererte Relativtall-nummereringssystem etter Wolf som et mål på solaktivitet har vært kjent i lang tid; dvs. i over 100 år. Relativtallsystemet fungerer ved å telle alle synlige flekker, store eller små, for så å addere tallet på solflekkgrupper multiplisert med en faktor på 10.
Dette tall blir igjen multiplisert med en såkalt k-faktor som forteller om diameter på teleskopet man observerer med.
Formelen for Relativtallet blir da:
R = k * ( 10 * g + f )
der k er k-faktoren, g er antallet grupper, f er antallet synlige flekker og R er resultatet; Relativtall etter Wolf. Delvis, (f.eks. BAA i England) bruker g som et antall på AA, dvs. Active Areas; aktive områder. Dette tallet regnes som 2 dersom en gruppe har over 10 grader (heliografiske) utstrekning, men samme senter.
Systemet har flere svakheter. Man teller alle synlige flekker som sees i teleskopet, men uten å ta hensyn til flekkenes størrelse. En liten flekk, "pore", på f.eks. 30 mvh (milliontedeler av den synlige overflate), som er omtrent den svakeste flekken man kan se gjennom et vanlig teleskop, blir talt som 1. En stor flekk på, la oss si, 300 mvh, blir også talt som 1. En solobservatør som har litt erfaring i hva solflekker representerer, amatør eller profesjonell, vet at aktivitetpotensiale for en liten pore versus en stor flekk, har mangedoblede differanser!
Dette er grunnen til at jeg i juli 1978 begynte å tenke på et system som virkelig tar hensyn til størrelser og dermed til magnetiske kompleksiteter. I tillegg også et system som reflekterer over flekkenes evne til å overleve. Hva er forskjellen på en liten pore som forsvinner på noen timer, mot en stor flekk som overlever flere rotasjoner og som endatil kan ha fått litt av en livshistorie i flareaktivitet/protonmasser, samt kanskje også skapt radioforstyrrelser, etc.?
"Classification Values" ble "oppfunnet" som et prosjekt 25. juli 1978, og ved flere forbedringer gikk systemet inn i utprøvingsfasen fra den 15. august 1981. Denne prøvefasen er forhåpentligvis over, og erfaringene er gode. Dette viser stadig tilstrømming av nye observatører! Systemet blir nå endatil gjengitt som referanse mot de offisielle Zürich/McIntosh-klassifiseringene fra SWO PRF (NOAA, Boulder, CO, USA) i kvartalsrapporter utgitt av amatørbladet SONNE i Tyskland! Ettersom dette nå blir utført på denne måten, og antallet observatører/observasjoner øker (se Annual Report), er prøveperioden over! I november/desember 1997 ble jeg av NOAA/STP bedt om å lage en konvertering av USAF_MWL Regions Classifications fra 1971 til 1997. Resultatet av dette finner du på http:/www.cv-helios.net/usaf.
I denne artikkel skal jeg forklare hvorfor dette nye "eksperimentet" har vist seg å kunne bestå, og gå nærmere inn på ulempene til R-systemet i forhold til CV. Dette er ikke ment som en kritikk mot et system som har holdt seg i over 100 år og observeres av titusenvis amatører/profesjonelle verden over, men for å påpeke at andre alternative systemer (Beck-Index, Pettis-Index, InterSol-Index, Solar Flux, Mvh, flareaktivitet, osv.), med fordel kan brukes i tillegg, nettopp for å kartlegge solaktiviteten på best mulig måte! Døm selv!
Dere vet kanskje at alle solflekkgrupper klassifiseres med et ca. 100 år gammelt system kalt Zürich-klassifikasjonssystem, med bokstavene A, B, C, D, E, F, H, og i tillegg bokstavene G og J. Klassifiseringene i moderne profesjonell astronomi utelater bokstavene G og J for å inkludere dem i bokstavene E, F og H. I begynnelsen av 1970-årene utviklet Dr. Patrick S. McIntosh fra NOAA, USA et system som bygget over disse 7 klassene, men la til to flere bokstaver. Til slutt fikk han et system på 60 definerte bokstavkombinasjoner som beskriver alle tenkelige typer solflekkgrupper med tanke på magnetisk kompleksitet, utstrekning og fordeling. Hver av disse kriterier (bokstaver) bidrar til ideen om hvordan f.eks. en gruppe kalt DKC, ser ut på solskiven.
De følgende hovedkriteria må forstås slik:
(Source: Solar Geophysical Data, 474 Supplement, Feb1984, pp.
21-23),
(US Dept of Commerce, Boulder CO 80303, USA)
quote:
Unipolær Gruppe: En enkel eller en enkel kompakt gruppe av flekker med den største avstand mellom to flekker i gruppen som ikke overstiger 3 heliografiske grader (h.g.).
I modifiserte Zürich H-klasse grupper er avstanden målt fra den ytre penumbragrense på den største flekken til senteret av den fjerneste flekken i gruppen. Sterke nye flekker som klart er yngre enn en h-type flekk som nabo (se: Penumbra - Største flekk) er vanligvis medlemmer av en oppstående ny bipolær gruppe, og bør bli kalt for en separat gruppe.
Bipolær (elongert, utstrakt) Gruppe: To flekker eller en gruppe av mange flekker som strekker seg ut tilnærmet øst-vest og der den største aksen overstiger 3 h.g. En h-type flekk kan ha en diameter på 3 h.g., slik at en h-type flekk må overstige 5 h.g. i lengde.
MODIFISERT ZÜRICH-KLASSE ( 1ste bokstav )
A En unipolær gruppe uten penumbra.
B En bipolær gruppe uten penumbra (ingen utstrekningsgrense på gruppen)
C En bipolær gruppe med penumbra på flekker av én polaritet, vanligvis på flekker på en ende av en elongert gruppe. Klasse C grupper blir kompakte klasse D når penumbra overstiger 5 h.g. i longitudeutstrekning. Det finnes ingen øvre grense for lengden på klasse C cgrupper.
D En bipolær gruppe med penumbra på flekker av begge polariteter, vanligvis på flekker på begge ender av en elongert gruppe. Lengden overstiger ikke 10 h.g. i longitude.
E En bipolær gruppe med penumbra på flekker av begge polariteter og med en lengde på mellom 10 og 15 h.g.
F En bipolær gruppe med penumbra på flekker av begge polariteter og med en lengde som overstiger 15 h.g.
H En unipolær gruppe med penumbra. Dersom det finnes andre flekker er disse mindre enn 3 h.g. fra penumbra til hovedflekk. Hovedflekk er nesten alltid lederflekk fra en eldre bipolær gruppe. Klasse H grupper blir kompakte klasse D grupper når penumbra overstiger 5 h.g. i lengdegradutstrekning.
Merk at Zürich klasser G og J er utelatt i denne revisjon. Klasse G grupper er inkludert i definisjonen av klasse E og F, og klasse J er inkludert i klasse H.
PENUMBRA: STØRSTE FLEKK (2dre bokstav)
x Ingen penumbra. Bredden på det grå omkransende område må overstige 3 buesekunder for å kunne klassifiseres som penumbra.
r Penumbra er rudimentær (ufullstendig/irregulær). Den er vanligvis ufullstendig, irregulær i kontur, og så smal som 3 buesekunder, lysere intensitet enn normale penumbrae, og har en marmorert, eller kornet, fin struktur. Rudimentære penumbrae representerer overgangen mellom fotosfærisk kornstruktur og filamentær penumbra. Oppdagelsen av rudimentaritet vil vanligvis kreve fotografier eller direkte observasjon (ikke projeksjon!)
s Symmetrisk, nesten sirkelformet penumbra med fin filamentær struktur og en flekkdiameter som ikke overstiger 2 ½ h.g. Umbra utgjør en kompakt hop nær senter av penumbra. Elliptiske penumbrae er symmetriske rundt en enkel umbra. Flekker med symmetrisk penumbra forandrer seg meget langsomt.
a Asymmetrisk, eller kompleks penumbra med fin filamentær struktur og en flekkdiameter lengs solens meridian som ikke overstiger 2 ½ h.g. Asymmetriske penumbrae er irregulære i kontur eller tydelig elongert (ikke sirkelrunde) med to eller flere umbrae inni. Asymmetriske flekker forandrer seg typisk fra dag til dag.
h En stor symmetrisk penumbra med diameter større enn 2 ½ h.g. Bortsett fra størrelsen, har den samme karakteristikk som en "s" penumbra.
k En stor asymmetrisk penumbra med diameter større enn 2 ½ h.g. Bortsett fra størrelsen, har den samme karakteristikk som en "a" penumbra. Når den longitudinale utbredelse overstiger 5 h.g., er det nesten sikkert at begge polariteter er til stede innen penumbraen, og klassifiseringen blir da Dkc, Ekc eller Fkc.
SOLFLEKK-FORDELING (3dje bokstav)
x Enkel flekk.
o En åpen flekk-fordeling. Området mellom den ledende og den medfølgende ende på gruppen er fri for flekker, slik at gruppen synes å dele seg i to områder av motsatt polaritet. En åpen flekkfordeling innebærer et relativt lavt magnetisk stigningsområde over motsatt polaritetslinje.
i En mellomliggende flekkfordeling. Noen flekker ligger mellom ledende og følgende ende av gruppen, men ingen av disse har penumbra.
c En kompakt flekkfordeling. Området mellom ledende og den følgende ende av gruppen er befolket av flere sterke flekker, med minst én indre flekk med penumbra. Det ekstreme tilfelle av kompakt flekkfordeling har hele gruppen innhyllet i et sammenhengende penumbraområde. En kompakt flekkfordeling indikerer et relativt høyt stigningsområde over motsatt polaritetslinje.
Den første bokstav i McIntosh klassifikasjon er i alt vesentlig Brunner klassifikasjon, men med følgende avvik:
Ero, Fro, Eso, Fso, Eao, Fao, Eho, Fho, Eko, Fko = Brunner klasse G
Hrx, Hsx, Hax = Brunner klasse J
unquote
CV-SYSTEMET
Classification Values System tar sikte på å forbedre Zürich/McIntosh-klassifiserings-systemet med sine 60 klasser ved å vekte disse inn i et kalkulativt system. Disse "poeng"-tall er bygget utelukkende på egen erfaring gjennom mange år (1967 til idag), men også statistikker på "solar terrestial data" (NOAA, bl.a.) er anvendt i vurderingene. En klasse som f.eks. "Axx", den enkleste og minst tenkelige lille flekk, blir talt som 1, mens den mest kompliserte, store flekk som "Fhc" blir talt som 60. Det faktum at en flekk er av den symmetriske typen og dermed skulle ha større overlevelsespotensiale enn en asymmetrisk, teller naturlig nok mye i CV-sammenheng.
Fra tidligere tider til annen ble det gjort tanker om å legge vekt-tall/"poeng", inn i en progressiv serie; gode illustrasjoner her er f.eks. antall flares som kan eruptere fra store flekker. På den annen side har vi på aktivitetsiden hatt mange "skuffende" store flekkgrupper, men også flere små grupper som har vært ansvarlig for store forstyrrelser. Dette har gjort at jeg likevel har valgt å legge serien fra 1 til 60. En stadig sammenligning med gjennomsnittlige Relativtall, samt med Solar Flux, har bevist at nåværende tabell yter god tillit til helheten i systemet. CV reflekterer faktisk tider der vi har hatt flere store grupper, og tider vi har hatt flere små grupper. Dette er da også hensikten.
Basis for rangeringen av gruppene er som nedenfor, på linjene fra sterkest til svakest karakter:
Første bokstav: F, E, D, C, H, B, A
Andre bokstav: h, k, s, a, r, x
Tredje bokstav: c, i, o, x
Ved å bruke seg av beskrivelsene ovenfor, samt tabell, kan du selv dømme dine egne CV-tall ut fra tallene i kombinasjonene (klassene) ved solobservasjon. Alle gruppenes CV-tall blir lagt sammen for hver dag, og du får en gjennomsnitt for hver måned.
Denne tabell konverterer
Zürich/McIntosh-klassifikasjoner til CV, og er forsynt med forklaring til hver
klassifikasjon.
Nedenfor er noen eksempler på "hva-skjer-hvis", situasjoner jeg selv har erfart
når jeg har brukt Relativtall-systemet etter Wolf:
ULEMPER VED BRUK AV RELATIVTALL ETTER WOLF:
1) Falsk Nord/Syd-forhold:
Eksempel: Enkle A/B/C-grupper i Nord, store D/E eller F-grupper i Syd.
Flekktall fordelt med 50/50 på hver hemisfære når man benytter R-tall; ved bruk av CV-tall blir forholdet et helt annet.
2) Aktivitet høy, enkle, store, flekk-fattige grupper, Relativtall er lavt:
Eksempel: Aktivitet høy, få flekker i store grupper, Relativtall "relativt" lavt. Relativtallet tar ikke hensyn til størrelser og dermed mulig høy aktivitet i store, men flekkfattige grupper. Resultat: CV høyt, R lavt. Det motsatte tilfelle, nedenfor, skjer like gjerne like ofte:
3) Aktivitet lav, mange porer, Relativtall høyt:
Eksempel: Aktivitet lav, kanskje mange flekkgrupper. Virkelig aktivitet er lav: CV-tall er lave, R kan være høyt/meget høyt. Reell aktivitet er lav!
Disse tre korrelasjoner skjer en god del ganger i løpet av en solflekksyklus, spesielt i de lave faser umiddelbart før eller etter maksimum, eller før eller etter minimum.
Inntrykket man får etter noen år som solobservatør, er at du føler mer og mer hvor tilfeldig Relativtall-systemet er!
EPILOG
Jeg håper at du, etter å ha lest og utprøvd dette systemet, vil finne CV som et interessant alternativ til solobservasjonssystem.
En amatørastronom er begrenset i bruk av hans/hennes teleskop med en relativt liten åpning, og uten avansert måleutstyr for reell aktivitet. Den aller beste måte å observere reell solaktivitet på er kanskje ved å ta ned Solar Flux, måling av flekkdekket område i mvh, etc.
Metoden beskrevet ovenfor innbefatter et system som de fleste amatører med et teleskop fra ca. 2" diameter og oppover kan ha glede av, uten å ty til kostbare og avanserte instrumenter. Så hvorfor ikke prøve ut CV etter Malde?
Kommentarer på e-mail eller "snailmail" (nedenfor), referanser, spørsmål, erfaring, etc.
er meget velkomment, til:
Kjell Inge Malde, CV-Helios Network,
Privat: Sildekroken 23B, N-4085 Hundvaag
telefon: 47 51 54 90 58
e-mail: cv.helios@rl.telia.no
Denne side sist revidert: 08.11.98 15:44