SŁOŃCE. Sokół Justyna V fizyka. Opole, r.

Transkrypt

1 SŁOŃCE Sokół Justyna V fizyka Opole, r.

2 Słońce: PLAN PREZENATCJI 1. Aktualna sytuacja na powierzchni Słońca 2. Podstawowe dane 3. Struktura Słońca 4. Zakres widma obserwacyjnego 5. Formy aktywności słonecznej (wybrane przykłady) 6. Cykl aktywności słonecznej 7. Obserwatoria Słoneczne kosmiczne 8. Obserwatoria Słoneczne naziemne 9. Obserwacje Słońca w OA IF UO 10. Słońce w Internecie 11. Literatura polecana

3 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 niedziela, r. SYTUACJA AKTUALNA The Very Latest SOHO Images

4 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 środa, r. The Very Latest SOHO Images

5 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 wtorek, r. The Very Latest SOHO Images

6 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA MDI Continuum wtorek, r. The Very Latest SOHO Images

7 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA MDI Magnetogram wtorek, r. The Very Latest SOHO Images

8 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA LASCO C3 sobota, r. The Very Latest SOHO Images

9 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA X-RAYS niedziela, r.

10 Słońce: SYTUACJA AKTUALNA X-RAYS środa, r.

11 Słońce: PODSTAWOWE DANE PODSTAWOWE DANE

12 Słońce: PODSTAWOWE DANE

13 Słońce: PODSTAWOWE DANE SOHO r.

14 Słońce: PODSTAWOWE DANE płonąca kula gazowa oddalona o miliony mil SOHO r.

15 Słońce: PODSTAWOWE DANE

16 Słońce: PODSTAWOWE DANE Miejsce Słońca we Wszechświecie Słońce jest tylko jedną z 200 miliardów gwiazd w Drodze Mlecznej -typowej galaktyce spiralnej z poprzeczką o średnicy około lat świetlnych. Obraz Drogi Mlecznej o perspektywie obserwatora spoglądającego sponad niej.

17 Słońce: PODSTAWOWE DANE Miejsce Słońca we Wszechświecie

18 Słońce: PODSTAWOWE DANE Miejsce Słońca we Wszechświecie Nasz Układ Słoneczny leży w Ramieniu Oriona (jedno z ramion naszej Galaktyki) w otoczeniu gwiazd tysiące razy jaśniejszych od siebie.

19 Słońce: PODSTAWOWE DANE Parametry Słońca

20 Słońce: PODSTAWOWE DANE Cykl życiowy Słońca Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (V klasa jasności). Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje biaława barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. Diagram Hertzsprunga-Russella

21 Słońce: PODSTAWOWE DANE Cykl życiowy Słońca Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się obłoku międzygwiazdowego, Słońce znalazło się na ciągu głównym. Od początku swojego istnienia Słońce zwiększyło swój promień od 8% do 12% oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze Słońca wynosi obecnie już tylko 40%, a szacuje się, że początkowo wynosiła 73%. Za mniej więcej 5 mld lat wyczerpie się na Słońcu wodór i przemieni się ono w czerwonego olbrzyma pochłaniając trzy najbliższe sobie planety (koniec istnienia Ziemi). A po około miliardzie lat odrzuci zewnętrzne warstwy i będzie zapadało pod własnym ciężarem przeistaczając się w białego karła. Według hipotez, przez wiele miliardów lat będzie stygło, aż stanie się czarnym karłem...

22 Słońce: PODSTAWOWE DANE Masa Słońca Słoneczny reaktor termonuklearny tylko dlatego zachowuje równowagę i nie ulega rozerwaniu pod wpływem gigantycznego ciśnienia plazmy, wynoszącego w jądrze N/m 2 oraz wielkiego ciśnienia promieniowania, iż są one dokładnie równoważone przez równie wielką siłę własnej grawitacji ogromnej masy Słońca. Masa Słońca wynosi aż kg co oznacza, iż w Słońcu zawarte jest 99.9% masy całego Układu Słonecznego (jego masa to masy Ziemi). Choć Słońce jest bardzo masywne, to środek masy całego Układu Słonecznego nie pokrywa się ze środkiem geometrycznym Słońca. Słońce także obiega środek Układu Słonecznego, tyle że po bardzo ciasnej i skomplikowanej trajektorii.

23 Słońce: PODSTAWOWE DANE Masa Słońca Słońce chudnie zarówno w wyniku utraty masy spowodowanej emisją energii, jak i w wyniku niestabilności jego najbardziej zewnętrznej warstwy, zwanej koroną słoneczną. Warstwa ta stopniowo wypływa ze Słońca w przestrzeń międzyplanetarną w postaci strumienia plazmy nazywanego wiatrem słonecznym. Utraty masy spowodowana wiatrem słonecznym wynosi około ton na sekundę. Tak więc, co sekundę masa Słońca zmniejsza się o około ton, co oznacza, że Słońce traci co sekundę zaledwie mniej niż swojej masy całkowitej, czyli w ciągu całego swojego dotychczasowego istnienia (4.6 miliarda lat), jego masa zmniejszyła się o zaledwie 0.04%. Nie ma to żadnego wpływu na jego ewolucję.

24 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA BUDOWA WARSTWOWA

25 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Budowa warstwowa An illustration of the structure of the Sun: 1. Core 2. Radiative zone 3. Convective zone 4. Photosphere 5. Chromosphere 6. Corona 7. Sunspot 8. Granules 9. Prominence

26 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Budowa warstwowa KORONA: najbardziej zewnętrzna i najrozleglejsza część Słońca, składa się z rozrzedzonych gazów, temperatura wzrasta od u podstawy do stopni w wyższych warstwach. CHROMOSFERA: warstwa rozrzedzonych gazów o grubości 5 000km, obserwowana gołym okiem podczas zaćmień. FOTOSFERA: cienka warstwa o grubości 500km, emituje światło widzialne, w tej warstwie obserwujemy plamy. WARSTWA KONWEKTYWNA: mało gęsta i mało przeźroczysta warstwa, w której transport energii odbywa się poprzez konwekcję. WARSTWA PROMIENISTA: warstwa bardzo gęsta, transport energii odbywa się poprzez fotony (promieniowanie). JĄDRO: powstaje w nim 95% energii produkowanej przez Słońce, temperatura jest bliska K.

27 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Temperatura warstw Moc promieniowania (3.845±0.006) W Średnia gęstość 1408 kg/m 3 Temperatura efektywna Temperatura centralna Promień strefy promienistej Masa strefy promienistej Grubość warstwy konwektywnej Masa strefy konwektywnej Grubość fotosfery Temperatura fotosfery 5 777±2.5 K K km 98% masy Słońca km < 1.7% masy Słońca 500 km K Temperatura w warstwie minimum temp K Temperatura chromosfery Grubość chromosfery Temperatura warstwy przejściowej Temperatura korony K K ok km K K > 10 6 K

28 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Budowa i zjawiska na powierzchni

29 Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Korona słoneczna podczas zaćmienia APOD

30 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE CO WIDZIMY PATRZĄC NA SŁOŃCE

31 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Zakres widma elektromagnetycznego, w którym prowadzi się obserwacje:

32 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Zakres widma elektromagnetycznego, w którym prowadzi się obserwacje:

33 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE

34 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE H-alpha

35 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Światło białe

36 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K1v

37 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia H-alpha

38 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K3

39 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K3: tarcza + protuberancje

40 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Fe IX (16,1 nm)

41 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE 195 Å

42 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Pole magnetyczne

43 Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Pole magnetyczne

44 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ (wybrane przykłady) PLAMY, PROTUBERANCJE, CME I INNE

45 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots

46 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots PÓŁCIEŃ (PENUMBRA) T 2 B 2 CIEŃ (UMBRA) T 1 B 1 T 1 < T 2 B 1 >> B 2

47 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots plama postępująca (o przeciwnej polaryzacji, mniejsza) plama prowadząca (zgodna z polaryzacją bieguna)

48 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots Jak powstają plamy? - animacja

49 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots

50 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots

51 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ LICZBA WOLFA

52 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ WYKRES MOTYLKOWY WYKRES MOTYLKOWY JAK WĘDRUJĄ PLAMY?

53 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots 3D

54 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Protuberancja - jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca sie ze stosunkowo gęstej plazma koronalnej o niskiej temperaturze (kilkadziesiąt tysięcy K), "wmrożonej" w pole magnetyczne. Protuberancja otoczona jest plazmą koronalną o temperaturze rzędu K, lecz pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazme protuberancji od gorącej plazmy koronalnej.

55 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Protuberancja eruptywna 17 May :14 UT 24 May :15 UT

56 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Pętle (Post Flare Loops) Protuberancja spokojna 03 April :03:12 UT 10 June :10:43 UT 15 June :23:42 UT 12 August 1997

57 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Inne schemat ewolucji

58 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ CME - Coronal Mass Ejection

59 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ CME - Coronal Mass Ejection

60 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Wyrzuty materii i pętle magnetyczne

61 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Wyrzuty materii i pętle magnetyczne

62 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Włókna Włókna są to stosunkowo chłodniejsze i ciemniejsze protuberancje słonecznej plazmy, które są utrzymywane przez pole magnetyczne i widoczne na tle tarczy. Czas życia takich włókien wynosi około kilku tygodni. Zdjęcie ukazuje również jaśniejsze regiony zwane pochodniami chromosferycznymi (fotosferycznymi), a także strukturę powierzchni Słońca, na którą składają się setki granul.

63 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Rozbłyski

64 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Dziury koronalne Dziura koronalna (nazywana dawniej M-centrum) obszar otwartych linii pola magnetycznego w koronie słonecznej. Struktura ta jest dobrze widoczna w zakresie promieniowania rentgenowskiego oraz linii neutralnego helu. Jest źródłem wiatru słonecznego o większej prędkości, zwykle około 600 km/s i powoduje burze magnetyczne na Ziemi r. SOHO

65 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Granule i supergranule Granulacja fotosferyczna Fotosfera nie jest warstwą jednorodną. Na powiększonych zdjęciach fragmentów fotosfery, wykonanych w dobrych warunkach atmosferycznych, widać granulację. Granulacja jest przejawem konwekcji zachodzącej w podfotosferycznych warstwach Słońca.

66 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Granule i supergranule Ruch konwekcyjny materii w granulach fotosferycznych Granule niewielkie (do km średnicy) komórki konwekcyjne plazmy wynoszone do góry w strefie konwekcyjnej Słońca, o temperaturze wyższej niż średnia temperatura powierzchni. Ziarnisty wygląd powierzchni Słońca pochodzi od szczytów granul i nosi nazwę granulacji. Brzegi granul są ciemniejsze, gdyż tworzy je zimniejsza, opadająca plazma. Jednak różnice jasności między środkiem a brzegiem granuli nie są duże i wynoszą kilkanaście procent średniej wartości. W środku granul plazma wznosi się z prędkością ok. 400 m/s i rozpływa na boki z prędkością ok. 250 m/s. Czas istnienia typowej granuli wynosi 8 minut, aczkolwiek niektóre granule mogą istnieć nawet do 20 minut. Po tym czasie granula zanika, a jej miejsce zajmuje nowa. Niektóre granule ulegają gwałtownym przemianom, które określa się mianem eksplozji. Granula taka kończy swe istnienie jako rozpadający się pierścień. Jedną z pierwszych osób obserwujących granulację był Carl Friedrich Gauss, który opisał powierzchnię Słońca jako gotującą się zupę ryżową.

67 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Granule i supergranule Supergranulacja to wielkoskalowe komórki widoczne w polu prędkości horyzontalnych materii fotosferycznej. Komórki te określane są mianem supergranul, jednak nie należy ich mylić z dużymi granulami, które są tworami znacznie mniejszymi i o innej naturze. Ruchy konwekcyjne materii w supergranulach Typowy rozmiar poszczególnej supergranuli to km. Materia w obrębie supergranuli rozpływa się od środka na zewnątrz z typową prędkością 300 m/s i spływa w dół na brzegach supergranuli z prędkością około 150 m/s. Wewnątrz supergranul nie obserwuje się zmian temperatury materii, co powoduje, że supergranulacja nie jest widoczna dla oka. Za powstawanie supergranulacji najprawdopodobniej odpowiedzialne są duże komórki konwekcyjne występujące w słonecznej warstwie konwektywnej tuż pod fotosferą.

68 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Inne Inne zjawiska i pojęcia związane ze Słońcem: Szok końcowy Heliopauza Łukowa fala uderzeniowa Pętla koronalna Flokule Helmet streamer Fala Moretona Pochodnie słoneczne Spikula Wiatr słoneczny Rekoneksja magnetyczna Flux Transfer Event i inne

69 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ 284 Å CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

70 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

71 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ cykl magnetyczny = cykl aktywności Cały cykl aktywności słonecznej trwa 22 lata i nazywany jest cyklem Halla. Składa się on z dwóch 11- letnich cykli, podczas których rekombinacji ulega pole magnetyczne Słońca. Zmiana polaryzacji globalnego pola magnetycznego Słońca jest skutkiem tzw. rotacji różnicowej oraz efektem zjawiska zwanego dynamo słoneczne. Wszystkie przejawy AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ spowodowane są globalnymi i lokalnymi zmianami słonecznych pól magnetycznych.

72 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ ROTACJA RÓŻNICOWA Rotacja różnicowa Słońca -zróżnicowanie prędkości kątowej, z jaką różne części warstwy konwektywnej okrążają wnętrze Słońca. Na poziomie fotosfery najszybciej okrąża Słońce plazma znajdująca się w okolicach równika słonecznego, zużywając na jeden obieg zaledwie 25 dni, na szerokości heliograficznej 45 stopni okres ten wzrasta do 27.6 dnia, a w okolicach biegunów sięga 30.8 dnia. Wyniki badań heliosejsmologicznych, a więc wyniki badań wnętrza Słońca na podstawie analizy jego drgań wskazują, iż część Słońca leżąca pod warstwą konwektywną rotuje, jak ciało sztywne, a u podstawy warstwy konwektywnej, w tak zwanej tachoklinie, następuje gwałtowny skok prędkości ruchu plazmy.

73 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ ROTACJA RÓŻNICOWA

74 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ DYNAMO SŁONECZNE Cały kompleks procesów fizycznych zaangażowanych w generację pól magnetycznych na Słońcu nazywamy dynamem słonecznym. Dynamo słoneczne jest ulokowane w obszarze o grubości około km, u podstawy warstwy konwektywnej, km pod fotosferą. Wygenerowane pole magnetyczne o liniach sił niemal równoległych do równoleżników słonecznych, stopniowo wypływa ku powierzchni Słońca, wywołując we wszystkich warstwach plazmy, (od warstwy konwektywnej po koroną słoneczną) ogromne bogactwo zjawisk określanych zbiorczą nazwą aktywność słoneczna.

75 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ DYNAMO SŁONECZNE - ANIMACJA Dynamo słoneczne - animacja

76 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Słońce w czasie minimum: granulacje protuberancje słabe wyrzuty materii małe pojedyncze plamy Słońce w czasie maximum: liczne, duże plamy wyrzuty materii (jet, spray, streamer, CME, itp.) rozbłyski (tzw. flare) fale uderzeniowe

77 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

78 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

79 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

80 Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ WYKRES MOTYLKOWY

81 Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots

82 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE I NAZIEMNE

83 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE Misje kosmiczne ACE, from CalTech. Cluster, from ESA. Genesis Discovery, from JPL Geotail, from ISTP at GSFC GOES, from NOAA HINODE, from NAOJ IMP 8, from MIT Interball, from the Russian Space Agency Polar, from GSFC RHESSI, from GSFC SOHO, from ESA/NASA at GSFC SMEI from NSO Solar Probe, from GSFC SORCE, from LASP, University of Colorado STEREO from NASA GSFC TRACE, from Lockheed Martin Palo Alto Research Center Ulysses, from ESA/ESTEC Voyager 2, from MIT Wind, from the ISTP pages at GSFC. Yohkoh, from Lockheed Martin Palo Alto Research Center and ISASS, Japan

84 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE SOHO W celu wyjaśnienia zagadek związanych z aktywnością słoneczną i aby lepiej poznać wpływ Słońca na Ziemię, Europejska Agencja Kosmiczna i NASA wystrzeliły 2 grudnia 1995 roku w przestrzeń kosmiczną Obserwatorium Słońca i Heliosfery "SOHO" (ang. Solar and Heliosperic Observatory). 14 lutego 1996 roku statek zajął ustaloną pozycję w jednej setnej odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem i od tego czasu wraz z planetą okrąża gwiazdę dostarczając informacji. "SOHO" wyposażono w 12 instrumentów badawczych, które są wyszczególnione na stronie:

85 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE STEREO STEREO (ang. Solar TErrestrial RElations Observatory, para (stąd również nazwa) amerykańskich naukowych sond kosmicznych badających koronalne wyrzuty masy na Słońcu. Dwie, prawie identyczne sondy ściśle z sobą współpracują w celu otrzymywania pionierskich, trójwymiarowych obrazów atmosfery słonecznej. Czas trwania misji przewidziano na 2 lata, z możliwością przedłużenia o kilka kolejnych. Start nastąpił 26 października 2006 o godzinie 02:52 czasu polskiego. Został opóźniony o 14 minut (prawie do końca okna startowego), z powodu za niskiej temperatury zbiornika ciekłego azotu 1. stopnia rakiety oraz wiatru mogącego spowodować, w przypadku katastrofy rakiety, zwianie trujących oparów na teren kosmodromu. Niecałe dwie godziny później, o 2:42 GMT, statki pomyślnie skomunikowały się z Ziemią potwierdzając rozłączenie się i swój dobry stan techniczny.

86 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE STEREO

87 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE STEREO STEREO - film

88 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatoria słoneczne rozmieszczenie na Ziemi

89 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE NRH Nancay Radioheliograph Observatoire de Paris Big Bear Solar Observatory, Big Bear Lake, San Bernardino Mountains of Southern California The Pic du Midi Station Pyrenees Mountains

90 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) KORONOGRAF UWr

91 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) Pawilon - kopuła koronografu zamknięta i otwarta Mały Koronograf Teleskop Horyzontalny z celostatem Jenscha 30-cm Zakres obserwacji:

92 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) Duży Koronograf teleskop główny obiektyw 53cm zwierciadło główne ramię teleskopu oprawa obiektywu Koronograf 53-cm przeznaczony jest do prowadzenia fotograficznych i spektralnych obserwacji struktur w dolnych warstwach atmosfery słonecznej, zarówno na tarczy jak i nad jej brzegiem, z dużą przestrzenną i czasową zdolnością rozdzielczą. Obserwacje prowadzi się w ognisku Coude znajdującym się w pomieszczeniu obserwacyjnym pod koronografem. Źródło:

93 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) Oprócz obiektywu głównego i sztucznego Księżyca w skład układu optycznego koronografu wchodzą dodatkowo: soczewka pola S, diafragma Lyot'a D, 2 achromatyczne obiektywy wydłużające efektywna ogniskową instrumentu i przenoszące wiązkę wzdłuż wydrążonej osi polarnej montażu, 2 pomocnicze płaskie lustra łamiące wiązkę Efektywna ogniskowa koronografu wynosi ok. 14,5 m, a światłosiła ok. 1/27. Efektywna długość ogniskowej koronografu wynosi mm. Teoretyczna przestrzenna zdolność rozdzielcza wynosi 0.3"-0.4", ale podczas obserwacji zwykle jest obniżona przez seeing do około 1". Natężenie światła rozproszonego w obiektywie głównym koronografów tego typu wynosi I= 10-5 do 6*10-6 natężenia światła padającego. Duża aberacja chromatyczna pojedynczej asferycznej soczewki obiektywu głównego umożliwia wykonywanie obserwacji spektralnych tylko w krótkich przedziałach widma. sztuczny księżyc

94 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) Natężenie światła rozproszonego w obiektywie głównym koronografów tego typu wynosi I= 10-5 do 6*10-6 natężenia światła padającego. Duża aberacja chromatyczna pojedynczej asferycznej soczewki obiektywu głównego umożliwia wykonywanie obserwacji spektralnych tylko w krótkich przedziałach widma.

95 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) kopuła + filtry przeciwwaga Termostatyzowane filtry interferencyjno-polaryzacyjne połączone są z kamerą fotograficzną i sterowane przez komputer. Podczas obserwacji używane są filtry o pasmach przepuszczalności 0.03 nm, 0.05 nm i 0.3 nm. 80kg Źródło:

96 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) STEROWNIA Źródło:

97 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) wejście teleskopu głównego wejście teleskopu horyzontalnego skaner spektografu MSDP STEROWNIA Źródło:

98 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) SPEKTROGRAF MSDP (Multi-channel Subtractive Double-Pass Spectrograph) Umożliwia jednoczesne (lub quasi-jednoczesne) 2-wymiarowe obserwacje spektralne i obserwacje obrazujące rozległe obszary na Słońcu. Charakteryzuje się wysoką rozdzielczością przestrzenną i czasową w różnych długościach fal. Okno wejściowe spektrografu ma wymiary 40" (sekund łuku) na 325" co odpowiada obszarowi km na km na środku tarczy Słońca. Rozdzielczość spektralna MSDP wynosi 0.4 Å, a przestrzenna (bez uwzględnienia seeingu) 0.5 /piksel. wnętrze spektrografu MSDP Źródło:

99 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) Skaner pryzmatyczny, umieszczony przed oknem wejściowym spektrografu, umożliwia przesuwanie obrazu Słońca względem okna bez przemieszczania osi koronografu względem Słońca. Maksymalny rozmiar skanowanego obszaru wynosi około 500" na 325 ( km na km w centralnej części Słońca). Dzięki systemowi 9 pryzmatów i 9 szczelin (umieszczonych w tzw. "boxie") wiązki światła o różnych długościach fali, zostają rozseparowane, tworząc 9 dwuwymiarowych obrazów tego samego obszaru na Słońcu. lustra spektrografu MSDP siatka dyfrakcyjna spektrografu MSDP Źródło:

100 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) protuberancja r. Duży Koronograf zaćmienie Słońca r. Duży Koronograf (widoczny profil powierzchni Księżyca)

101 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) zaćmienie Słońca r. Mały Koronograf (metoda projekcyjna)

102 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków)

103 Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków)

104 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO

105 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - CORONADO Coronado PST Średnica obiektywu 40 mm Ogniskowa 400 mm Filtr H-alfa o paśmie przepuszczalności około 0.75 Angstremów Konstrukcyjnie to filtr interferometryczny (etalon Fabry-Perot) + filtry polaryzacyjne. Używany okular 10mm (powiększenie 40x) Coronado

106 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - CORONADO

107 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - CORONADO

108 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - ORION Orion: Refraktor apochromatyczny (soczewki niskodyspersyjne - korekcja na abberację chromatyczną) Średnica obiektywu 80mm Ogniskowa 600 mm Filtr - Baader AstroSolar - produkcji Baader-Planetarium (specjalnie zaprojektowana folia mylarowa). Blokuje % światła.

109 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - ORION

110 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - ORION

111 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Możliwości Obserwacje, które można wykonywać w OA: obserwacje tarczy słonecznej: plamy, włókna, granulacje, pojaśnienia obserwacje brzegi tarczy słonecznej: protuberancje tranzyty planet na tle tarczy zaćmienia Słońca możliwość wykonywania zdjęć oraz ich serii celem złożenia filmu

112 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego r.

113 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego r. SOHO Merkury 351

114 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego r.

115 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Wenus r.

116 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Plamy słoneczne r.

117 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Plamy słoneczne r. ORION SOHO

118 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Zaćmienie Słońca r. ORION

119 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Zaćmienie Słońca r. ORION

120 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Filmy

121 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Filmy

122 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Wycieczki szkolne + Festiwal Nauki

123 Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Wycieczki szkolne + Festiwal Nauki

124 Słońce: SŁOŃCE W INTERNECIE 1. SOHO Solar and Heliospheric Observatory 2. BASS 2000 Solar Survey Archive 3. STEREO Solar TErrestrial RElations Observatory 4. Space Weather 5. SWPC Space Weather Prediction Center 6. Current Solar Images 7. Galeria zdjęć 8. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego 9. Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego Monitoring aktualnego cyklu słonecznego

125 Słońce: LITERATURA POLECANA Po zachodzie Słońca: 1. R. Kippenhahn, Na tropie tajemnic Słońca 2. D. Whitehouse, Słońce Przed wschodem Słońca: 1. M.J. Aschwanden, Physics of the Solar Corona 2. K.J.H. Phillips, Guide to the Sun 3. K.R. Lang, Sun Earth and Sky 4. K. Phillips, Ultraviolet and X-ray Spectroscopy of the Solar Atmosphere 5. A. Cox, Solar interior and atmosphere 6. P.O. Taylor, Observing the Sun, Practical Astronomy Handbook 3

126 Słońce: Wykorzystane zdjęcia + materiały Materiały ogólnodostępne: 1. SOHO 2. Instytut Astronomiczny UWr 3. Google Grafika Materiały z praktyk studenckich w Obserwatorium Astronomicznym UWr (Białków) Autorzy zdjęć wykonanych w OA IF UO: 1. Andrzej Czaiński 2. Justyna Sokół 3. Marcin Szpanko

127 Słońce: KONIEC