OBSERWACJE SŁOŃCA

Foto i opracowanie graficzne Zbigniew Rzepka

Protuberancje na Słońcu w dniu 23.09.2010 r.

Zdjęcie wykonano aparatem cyfrowym Canon Power Shot A630 przyłożonym do okularu teleskopu słonecznego Solarmax 40 BF10 firmy Coronado, przy użyciu którego odbywają się, organizowane w Instytucie Fizyki UMCS, pokazy protuberancji słonecznych. Teleskop wyposażony jest w obiektyw o aperturze 40mm i ogniskowej 400mm.

Najważniejszymi elementami tego teleskopu są: filtr H-alfa o średnicy 10mm, umieszczony w uchwycie diagonalnym oraz regulowany obiektywowy filtr interferencyjny, umożliwiający w skrajnych ustawieniach na obserwacje powierzchni tarczy słonecznej w dolnych warstwach chromosfery (np. obserwacje układania się plazmy wzdłuż linii pól magnetycznych w okolicach plam słonecznych) lub spikul chromosferycznych i protuberancji w koronie słonecznej. Teleskop Coronado, wyposażony jest w filtr o bardzo wąskim paśmie przepuszczalności światła słonecznego, mniejszym niż 0.7A oraz charakteryzuje się wysoką stabilnością termiczną wynoszącą 0.005 A/°C a także skutecznym blokowaniem zarówno ultrafioletu jak i podczerwieni. Teleskop zamontowany jest na nieco zmodyfikowanym montażu EQ3-2 firmy Sky-Watcher i prowadzony w osi rektascenzji przy użyciu silniczka krokowego, sterowanego pilotem.

Zdjęcie jest składanką dwóch fotografii: naświetlonej poprawnie, ukazującej detale na powierzchni oraz prześwietlonej, ukazującej słabo świecące protuberancje (w stosunku do tarczy słonecznej). Zdjęcia opracowano przy użyciu programów Gimp i IrfanView. Aby ukazać jednocześnie subtelności na tarczy słonecznej a także protuberancje na skraju tarczy, wykonano komputerowy zabieg nałożenia wyciętej tarczy słonecznej poprawnie naświetlonej, której jasność i nasycenie barwy komputerowo osłabiono zaś kontrast zwiększono (tak by możliwie jak najlepiej ukazać włókna protuberancji na tle tarczy słonecznej) na zdjęcie źródłowe Słońca, prześwietlone, znacząco lepiej ukazujące słabiej świecące protuberancje.

Zdjęcie tarczy słonecznej ukazuje widoczne protuberancje na skraju tarczy oraz delikatne, słabo zaznaczajace się włókna protuberancji na tle tarczy. Widać także plamę słoneczną a właściwie jej jądro z wysokości chromosfery oraz pochodnię chromosferyczną, która zazwyczaj pojawia się nad pochodnią fotosferyczną (patrz zdjęcie wykonane teleskopem MTO 11CA tego samego obszaru tarczy słonecznej). Szczególnie uwydatnia się łuk koronalny na prawym skraju tarczy słonecznej, o wysokości około 65 tys. kilometrów z prześwitem prawie 20 tys. kilometrów, w którym bez problemów zmieściła by się nasza planeta. Protuberancje układające się w łuk mają charakter wybuchowy (erupcyjny). Właśnie wśród takich zdarzają się protuberancje o maksymalnych rozmiarach, dochodzących nawet do 1,5 miliona km wysokości w maksimum aktywności słonecznej.

Plamy na Słońcu w dniu 18.09.2010 r.

Zdjęcie wykonano w systemie projekcji okularowej aparatem cyfrowym Canon Power Shot A630, podłączonym wraz okularem (Vixen f=32mm), do teleskopu (obiektywu meniskowego Maksutowa typu MTO 11CA, takiego samego jak na zdjęciu obok), wyposażonego w filtr mylarowy.

Aparat cyfrowy Canon Power Shot A630 wyposażony jest w matrycę CCD 1/1.8 cala, o rozmiarze 7.2mm x 5.3mm posiadającą 8.3 mln. pikseli (efektywnych 8.0 mln. pilseli). Prezentowane zdjęcie jest składanką dwóch zdjęć wykonanych z ekspozycją 1/200 sekundy przy zadanej czułości ISO 80. Ustawiono rozdzielczość matrycy CCD na 3 mln. pikseli.

Widoczny na zdjęciu obok teleskop Maksutowa (obiektyw MTO 11CA), służący w Instytucie Fizyki UMCS do pokazów plam na Słońcu, zamocowany jest na mocno wysłużonym i nie spełniającym już obecnie współczesnych wymogów technicznych, tzw. "małym" montażu paralaktycznym Zeissa z napędem ręcznym.

Występujące w fotosferze słonecznej plamy są efektem wyłaniania się na "powierzchnię fotosfery" pól magnetycznych, powstałych w strefie konwektywnej Słońca. Wyłaniające się pole magnetyczne w postaci rury (sznura) rozszczepia się na mniejsze o różnych rozmiarach fragmenty, tworząc w ten sposób grupę plam i por słonecznych. Plamy wydają się ciemniejsze niż otaczające ich tło, ponieważ w ich obszarze plazma ma niższą o 1200-2000 K temperaturę, co jest wynikiem zmniejszonego dopływu energii w tej postaci w jakiej przenoszona jest w pozostałych obszarach fotosfery tzn. przez konwekcje. W plamach słonecznych energia przenoszona jest prawdopodobnie w postaci silnego strumienia fal magnetohydrodynamicznych, płynącego wzdłuż linii pola magnetycznego. W plamach słonecznych o rozmiarach większych od około 10 tysięcy km można dostrzec ciemniejsze jądro zwane cieniem, zagłębione około 500 km poniżej fotosfery i jaśniejszą wokół niego otoczkę zwaną pócieniem o strukturze włóknistej. Wokół grup plam słonecznych często występują obszary jaśniejsze od tła (zwane pochodniami fotosferycznymi), nad którymi obserwuje się także rozległe obszary pochodni chromosferycznych (patrz zdjęcie wykonane teleskopem Coronado).

Opisane wyżej przejawy aktywności słonecznej w postaci plam, aktywności występującej okresowo w ciągu średnio 11 lat można także śledzić przy użyciu małych teleskopów, takich jak na załączonym zdjęciu. Obserwacje takie należy prowadzić przez teleskopy w projekcji okularowej na ekranie umieszczonym za okularem (obraz Słońca rzutowany na ekran) lub bezpośrednio przez teleskop, tylko w takim przypadku, kiedy na jego obiektyw nałożymy odpowiedni filtr mylarowy lub szklany powleczony warstwą np. chromu lub niklu. Spojrzenie bezpośrednie na Słońce przez teleskop nie posiadający odpowiednich zabezpieczeń osłabiających światło słoneczne, powoduje natychmiastową utratę wzroku!



Copyright © 2013 by Zbigniew Rzepka
Powrót do strony głównej