Ko je Krištof spomladi leta 2016 prišel z idejo, da bi s študentsko skupino v okviru seminarja skušali določiti vrtilni čas Sonca, sem bil malce presenečen. Saj moji domači sem in tja pogledajo Sonce, ko ga opazujem in snemam, posebej kadar je na njem dogajanje pestro, nikoli pa se Krištof ni resno postavil v vlogo, da bi se sam lotil snemanja. Opozorim ga, da se bo na hitro moral priučiti nekaj osnov fotografiranja in obdelave slik, da naloga ni prav lahka, saj se Sončev cikel počasi bliža minimumu in bo pojavljanje peg vse manjše, posebej še tistih večjih, zanimivejših. Iz izkušenj sem vedel, da ne moremo prav natančno izračunati obhodnega časa na hitro, na primer iz dveh posnetkov neke pege v razmiku nekaj dni, ampak je za boljši rezultat nujno daljše obdobje.
Poleg tega sem upal, da jih bo zanimivo dogajanje toliko pritegnilo, da bodo poleg obhodnega časa pege zaslutili še kaj več v zvezi z dogajanjem na Soncu. Pa tista pomlad ni bila preveč naklonjena opazovanju Sonca in v prvih štirih mesecih sem nabral le pol ducata resnejših opazovanj. Nič bolje ni bilo niti 9. maja, ko je planet Merkur navidezno prečkal Sončevo ploščico. Nekaj posnetkov po začetku prehoda sem še spravil skupaj, potem pa se je Sonce dokončno skrilo za oblake, pa še kake prav posebne pege na njem ni bilo.
Ko se potem teden dni kasneje na vzhodnem robu prikaže »stara« pega z oznako 2546, opomnim Kri- štofa: »Fantje, začeti bo treba, če ne, bo prej konec semestra, preden bomo mi kaj uporabnega posneli!« V naslednjih dveh tednih le spravimo skupaj sedem opazovalnih dni, saj se pega izkaže za pravo dolgoživko in le z malenkostnimi spremembami prepotuje Sončevo ploščico. Mene seveda že zanima, ali nam bo pega naklonila še drugi prehod po dveh tednih, ko se utegne ponovno pojaviti na vzhodnem robu. In 10. junija jo res dočakamo! Pega s sedaj novo oznako 2553 skupini nakloni še en celoten prehod. Spremljamo jo redno, razen seveda v tistih dneh, ko oblaki skrijejo Sonce.
Potem sledi poravnava slik, da bodo primerne za meritve, saj nismo imeli stalno postavljenega teleskopa, enaka usmerjenost Sonca pa je ključna za kolikor toliko natančno meritev. Računanje in enačbe prepustim fantom iz Krištofove skupine, ki z množico posnetkov, tudi H-alfa, močno razširijo temo seminarja. Sam se ozrem na dvomesečno delo bolj z opazovalčevega gledišča in skušam ugotoviti, kaj lahko opazovalcu in bralcu pove serija slik, torej nam, ki z meritvami in predvsem enačbami nismo tako domači.
Sprva skušam navdušiti Krištofa, da bi priredil seminarski zapis za Spiko, pa ugotovim, da sta za odlašanje vsaj dva razloga: pomanjkanje izkušenj, kako spraviti kar zajeten zapis na le nekaj strani in seveda kaj od vsega tistega zanimivega izpustiti. Resnici na ljubo tudi meni ni šlo najbolje od rok, potem pa ugotovim, da bi bilo vendarle škoda, če tiste sestavljene slike ne bi videl še kdo in malce globlje začutil samo vrtenje Sonca. Nenazadnje smo imeli tisto pomlad res srečo, saj smo opazovali pego ob dveh prehodih prek Sončeve ploščice.
Za dober rezultat moraš torej najprej imeti srečo. Ponovna vrnitev iste pege (čeprav ob naslednji vrnitvi dobi novo oznako) je namreč dokaj redek pojav. Kar 90 odstotkov peg izgine prej kot v desetih dneh, kar polovica večinoma že v dveh dneh. Torej pridejo za meritve v poštev le pege z mogočnim razvojem, v katerem se bodisi vodeč a ali sledeča pega po burnem prvem tednu umiri in spremeni v unipolarno, okroglo pego tipa H, ki utegne preživeti eno ali dve popotovanji prek Sončeve krogle.
Naša »stara« pega H z oznako 2546 se je torej na vzhodnem robu Sonca pojavila 14. maja in je morala preživeti tisti prvi burni razvoj že na nam nevidni strani Sonca v prvi polovici maja in zdaj ugotavljam, da se je pega dejansko pojavila že v zadnjih dneh aprila na nasprotni, zahajajoči polovici Sonca, seveda ne kot tip H, ampak kot bolj običajna, bipolarna, hitro rastoča skupina takrat še z oznako 2537.
Naša pega je torej vztrajala na Soncu kar dobra dva meseca! Ponovni pojav pege na robu Sonca nam takoj poda obhodni čas, toda hitro ugotovimo, da lahko na ta način določimo vrtilno dobo le na dan natančno. Dnevni premik pege na robu Sonca je namreč skoraj desetkrat manjši (zaradi geometrijske perspektive – gledamo kroglo) kot pa na sredini (blizu meridijana). Torej sredina, čim bliže meridijana. Tu iz vrnitve naše pege ugotovimo, da je bil obhodni čas uro ali dve krajši kot 27 dni. Gre pa za sinodski čas vrtenja, to je tisti, ki ga vidimo z okrog Sonca krožeče Zemlje, ki je v teh 27 dneh prepotovala 26,6 stopinje svoje tirnice.
Iz teh podatkov enostavno izračunamo, kolikšen kot pega naredi v našem dnevu in do siderskega časa je le še korak. Siderski vrtilni čas je skoraj dva dni krajši (25,2 dneva). Računanje vrtilnega časa iz posameznih opazovanj je le še stvar vaje in ugotavljanja, koliko se povečuje napaka v posameznih primerih, saj je bila naša pega skoraj idealna – blizu ekvatorja, dolgoživa, opazovana v maju in juniju, ko je Sončev ekvator dejansko poravnan s sredino slike Sonca. Potem sem pomislil, da bi vrtilno dobo izmeril iz dnevnega premika pege. Žal se tudi to hitro izkaže za zlahka izgubljeno natančnost, kjer se vsaka napaka v izdatni meri maščuje.
Sam sem za preprost račun vzel dvodnevni premik sredi junija, saj 16. ni bilo pravega vremena. Je pa pega v tem času prečkala meridijan in je bila v idealni legi za meritve, saj je vpliv oblosti Sonca tu najmanj izrazit. 90 slikovnih elementov pred meridijanom (6,3°) in 260 za meridijanom (19,3°) me pripelje do en dan daljšega sinodskega rotacijskega časa. Začne se iskanje napake. Koliko sem bil natančen pri beleženju časa posnetkov, koliko pri merjenju pozicije s slikovnimi elementi, kjer plus minus pet slikovnih elementov pomeni že kar veliko napako. Tudi tega, da pega vendarle ni bila čisto na ekvatorju, nisem upošteval … Nič bolje ni, ko skušam pridobiti bolj natančne podatke iz knjig in spleta, saj vemo, da se »kapljevinasto« Sonce ne vrti enakomerno, ampak ob ekvatorju hitreje kot pa v območjih bliže poloma. Vsaka spletna stran ima nekoliko drugačne podatke.
Nekatere omenjajo Carringtona in njegov rotacijski čas, ki ga danes uporabljajo vsi, ki se ukvarjajo z umeščanjem peg na Sončevo površje in s poskusi, da bi ugotovili, kje točno nastajajo pege. S tem se je ukvarjal tudi naš Tomec, ki je tudi uporabljal Carringtonov rotacijski čas (25,380 dneva za siderski in 27,2753 dneva za sinodski), ki ga jemlje za verodostojnejšega od Spörerjevega (Spörer je znan po minimumu v srednjem veku med leti 1490 in 1550, ki je pomenil zaton vikinškega koloniziranja Grenlandije). Spörer je nameril in izračunal malenkost krajši čas. Seveda gre za povprečni čas in Carrington je za to vzel pege na soligrafski širini 22 stopinj (sem nekje prebral), bolj gotovo pa je, da je vzel večino peg, kjer se le te najpogosteje pojavljajo, to je nekje med 10 in 20 stopinjami, kar se tudi bolj ujema s podatki, ki jih najdemo v SolarObserverHandbook.
Ob ukvarjanju z natančnostjo meritev smo skoraj pozabili na dejstvo, da vrtenje Sonca ni enakomerno. Naša pega se je nahajala blizu ekvatorja, z meritvami drugih skupin v tem času pa se nismo ukvarjali, saj je natančnost meritev blizu roba še veliko manjša, pa še skupine peg v prvih dneh, ko se navadno burno razvijajo (največkrat se širijo), ne ponujajo velikih možnosti za najbolj natančne meritve. Za kakšno novo meritev bo morda spet čas v prihajajočem ciklu, ko se bo pojavila kakšna lepa, zanimiva, dolgoživa pega. Upamo, da smo s tem prispevkom vsaj koga med vami spodbudili, da se bo lotil podobnega podviga. Moja tokratna iskanja natančnejših podatkov rotacijskih časov na različ nih Sončevih širinah so mi prinesla še eno spoznanje. Med drugimi spletnimi stranmi sem naletel tudi na predstavitev naše doktorice Andreje Gomboc z univerze v Novi Gorici, ki je lepo razložila obrnjeno polariteto peg na severni in južni polobli Sonca z različno hitrostjo vrtenja Sonca na različnih širinah. Ob pogledu na tisti dve sliki mi je bilo takoj kristalno jasno, od kod pride obrnjena polariteta peg!