Nasze obserwacje chromosfery słonecznej

Transkrypt

1 Autorki: Alicja Kuchta; Aleksandra Szczurowska Szkoła: I Liceum Ogólnokształcące im. Adama Mickiewicza w Stargardzie Szczecińskim Klasa : I Opiekun : Jolanta Olejniczak Nasze obserwacje chromosfery słonecznej Źródła: gloria-project.eu pl.wikipedia.org Urania nr 1/2010 Urania nr 6/2010 Urania nr 1/ Programy komputerowe: RegiStax5 Gimp Słońce. Gwiazda życia ponad siedmiu miliardów mieszkańców planety Ziemia. Tajemnicze, piękne, groźne. Jak niezwykłe, przekonujemy się o tym obserwując naszą gwiazdę dzienną nie Strona 1

2 tylko podczas jej zachodów, ale także za pomocą różnych teleskopów z odpowiednimi filtrami. Teleskopy z szarym filtrem pozwalają obserwować fotosferę a z filtrem H-alfa chromosferę. Do obserwacji fotosfery korzystamy w naszej szkole z zdalnie sterowanego teleskopu TAD dostępnego na stronie internetowej projektu Gloria oraz szkolnej lunety wyposażonej w szary filtr. BUDOWA SŁOŃCA Słońce jest kulą zjonizowanego gazu o masie około kg, z czego 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne. 1. Fotosfera Atmosfera Słońca: To, co widzimy jako powierzchnię Słońca, w rzeczywistości jest warstwą gorącego, rzadkiego gazu o miąższości kilkuset kilometrów i temperaturze rzędu kelwinów. Na tej to powierzchni, zwanej fotosferą, możemy dostrzec ciemniejsze obszary to plamy słoneczne. Niektóre z nich mają wyodrębniony cień oraz półcień. W najciemniejszych miejscach temperatura gazu spada do kelwinów, podczas gdy w obszarach półcienia wynosi kelwinów. Fotosfera wykazuje ziarnistą strukturę te tak zwane granule to wierzchołki kolumn konwekcyjnych, mające rozmiary rzędu tysiąca kilometrów. Konwekcja zaś to bardzo efektywny sposób transportu energii z wewnętrznych warstw Słońca do fotosfery. W okolicach plam zazwyczaj możemy dostrzec pojaśnienia. Są to pochodnie miejsca o nieco wyższej aniżeli otoczenie temperaturze. Wraz z plamami tworzą one obszary aktywne, nieraz pokrywające znaczną część powierzchni naszej gwiazdy dziennej. Grupy plam słonecznych są najłatwiejszym do zaobserwowania elementem obszarów aktywnych, ogromnych kompleksów aktywności magnetycznej, rozciągających się od wnętrza Słońca, poprzez fotosferę, chromosferę aż do korony słonecznej. 2.Chromosfera Strona 2

3 Ponad fotosferą znajduje się warstwa zwana chromosferą. Najciekawsze zjawiska związane z aktywnością słoneczną rozgrywają się właśnie w chromosferze Plazma jest tam mocno rozrzedzona, ale jej temperatura rośnie wraz z odległością od fotosfery. Podstawowy jej obszar ma temperaturę ok K. Powyżej temperatura wzrasta do ok.7000 K. Natomiast gęstość atmosfery maleje wraz z wysokością. Najniższa warstwa chromosfery jest jednorodna, natomiast wyżej pojawiają się bryzgi chromosferyczne. Podczas całkowitych zaćmień Słońca jesteśmy w stanie zaobserwować chromosferę. Ale można ją również zobaczyć na całej tarczy. Należy wówczas zastosować filtr wąskopasmowy, na przykład filtr H-alfa. Wyodrębnia on z całego widma wąskie pasmo promieniowania o długości fali 656 nanometrów, co odpowiada linii H-alfa wodoru (stąd nazwa filtru). Wyraźnie widać skomplikowany obraz pojaśnień i włókien, związanych z obszarami aktywnymi. To ślady obecności silnych pól magnetycznych, które są odpowiedzialne za powstawanie i zachowanie tych obszarów. Dzisiaj wiemy też, że jeśli plama wiruje bardzo szybko a jej pole magnetyczne koncentruje się w osi wiru, następuje wystrzelenie materii słonecznej daleko ponad powierzchnię Słońca. Zjawisko to nosi nazwę protuberancji. To najbardziej zachwycające i jednocześnie budzące respekt astrofizyków działanie natury obserwowane na powierzchni Słońca. Miałyśmy okazję je obserwować przez stacjonarnym teleskop Zeiss systemu Maksutowa-Cassegraina 180/1800 mm na montażu paralaktycznym z prowadzeniem w kopule astronomicznej. Do wykorzystania miałam też przenośny teleskop systemu Newtona 10 /1250 mm na montażu azymutalnym typu Dobsona oraz aparat cyfrowy Canon 1100D (LiveView), kamerę CCD wb 16 bit Meade III Pro z zestawem filtrów RGB, kamerkę CCD kolor 8 bit Philips TouCam oraz filtr słoneczny H-alfa Coronado 60 mm. Protuberancje, to jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej. Składa się ze stosunkowo gęstej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze sięgającej kilku do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów, wmrożonej w pole magnetyczne. Protuberancje są około 100 razy chłodniejsze i 100 razy bardziej gęste od korony słonecznej. Można je obserwować zarówno jako jasne obiekty nad brzegiem tarczy Słońca lub też jako ciemne obiekty, tzw. włókna słoneczne na tle jego ciemniej korony. Czas życia protuberancji spokojnych waha się od kilku minut do kilku tygodni. Protuberancja spokojna może zostać zaburzona, gdy w pobliżu nastąpi rozbłysk słoneczny lub odpływ części materii w kierunku chromosfery słonecznej. Zaburzona protuberancja często po kilkunastu godzinach potrafi się odbudować, uzyskując taki sam kształt. Świadczy to o tym, że konstrukcją nośną jest pole magnetyczne, które nie ulega rozkładowi. Czasami prowadzi to do wyrzutu materii słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną. Nieliczne koronalne wyrzuty masy typu HALO osiągają okolice Ziemi. Najsłynniejszym wyrzutem masy słonecznej był ten z 9 marca 1989 roku. Cztery dni po wyrzucie masy słonecznej dotarł na Strona 3

4 Ziemię i uszkodził sieć energetyczną w prowincji Quebec w Kanadzie. Kanadyjczycy na wiele godzin zostali odcięci od energii elektrycznej. Wyrzuty powodujące zaburzenia ziemskiej magnetosfery tworzą jednak malownicze zorze polarne. Inną podstawą klasyfikacji protuberancji jest podział według kształtów oglądanych,,z boku". Obserwacje pokazują, że protuberancje nie są jednolitymi obiektami, lecz posiadają bogatą wewnętrzną strukturę. Wyrastają one z chromosfery, a w miejscu gdzie styka się ona z włóknami, widoczne jest wyraźne pojaśnienie - bright rim. Również złożoną budowę mają tak zwane włókna. Wzdłuż szczytu całego włókna biegnie grzbiet. Nogi znajdują się na jego krańcu i widoczne są jako wypustki wyrastające z boków włókna i sięgają do chromosfery. Obserwowane zaś na powierzchnie chromosfery ciemniejsze pasma o znacznej nieraz rozciągłości to filamenty, czyli są to protuberancje spokojne. Należą one częściowo już do następnej warstwy słonecznej atmosfery, a mianowicie do korony. 2. Korona Zwykło się uważać, że koronę słoneczną można dostrzec tylko w trakcie trwania zjawiska całkowitego zaćmienia Słońca. Tak było jeszcze kilkadziesiąt lat temu, obecnie używając odpowiednie filtry wąskopasmowe możemy z łatwością oglądać obiekty i rejestrować zjawiska zachodzące w dolnych warstwach korony. Najefektowniejsze z nich to protuberancje, czyli strugi gazu ochłodzonego przez silne pola magnetyczne. Widać je na skraju słonecznej tarczy, nieraz osiągają rozmiary rzędy setek tysięcy kilometrów. Niedawno, miałyśmy okazję nie tylko zobaczyć ale także zarejestrować zjawiska występujące w chromosferze słonecznej podczas pobytu w MOA w Niepołomicach. Strona 4

5 Zdjęcie wykonane teleskopem Tad (projekt Gloria). Zdjęcie wykonane teleskopem systemu Newtona na montażu Dobsona Strona 5

6 Natomiast te zdjęcia wykonałyśmy za pomocą stacjonarnego teleskopu Zeiss systemu Maksutowa-Cassegraina 180/1800 mm na montażu paralaktycznym z prowadzeniem w kopule astronomicznej. Na zdjęciu widoczne są protuberancje, których na wcześniejszym zdjęciu nie było widać. Tak wyraźne zdjęcia powstały poprzez złożenie kilkudziesięciu fotografii z jednej sesji w programie graficznym RegiStax (poprawienie jakości obrazu) i poddanie obróbce graficznej w programie Gimp. Na tak opracowanych zdjęciach, widoczna jest chromosfera wraz z obszarami aktywnymi. Strona 6

7 Obliczanie wielkości plam słonecznych To zdjęcie zostało wykonane przy użyciu aparatu fotograficznego Canon 1100D oraz przenośnego teleskopu systemu Newtona 10 /1250 mm na montażu azymutalnym typu Dobsona ( tego samego dnia co pozostałe zdjęcia). Wyznaczanie skali zdjęcia: km 1591px Skala zdjęcia: 875 km/px D =12px 875km/px D = w w km ΔD =1050 km w D =10500km± 1050km w Strona 7

8 D sz =11px 875km/px = 9625 km D sz =9625km± 962km D w1 =32px 875km/px D w1 = km± 2800km D sz1 =27px 875km/px = km± 2362km Obliczenie rozmiarów protuberancji Do obliczenia rozmiarów protuberancji skorzystałyśmy ze zdjęć Słońca wykonanych w tym samym dniu, w przeciągu dwóch godzin, teleskopem TAD i teleskopem Zeiss systemu Maksutowa-Cassegraina 180/ Wyznaczanie odległości między plamami: Strona 8

9 1. Zdjęcia wykonane za pomocą projektu Gloria nałożyłyśmy na siebie i opracowałyśmy za pomocą programu RegiStax. 2. Następnie otrzymany obraz obróciłyśmy w programie Gimp. 3. Wyznaczyłyśmy także ile średnio pikseli przypada na średnicę Słońca (851). Znając średnicę Słońca ( km) jesteśmy w stanie założyć ilu kilometrom odpowiada jeden piksel km 851px x km 1px, x= : km 4. Z podanych obliczeń wynika, że na jeden piksel przypada około 1636km. Następnie obliczyłyśmy ile wynosi odległość między dwoma największymi plamami. 31 x 1636 km = 50732km odległość między plamami Strona 9

10 2.OBLICZANIE DŁUGOŚCI PROTUBERANCJI. Ponieważ zdjęcie protuberancji zostało wykonane tym samym teleskopem i w tym samym czasie co wcześniejsze zdjęcia (kiedy to obliczałyśmy odległość między plamami ) możemy łatwo policzyć jej długość. Z wcześniejszych obliczeń wynika, że na jeden piksel przypada około 1636km. 117 px 50732km 1 px x Z tych obliczeń wynika natomiast, że na 1 px przypada 434 km x= 5073km : 117 = 433,60 km 159px x 434km = km Długość protuberancji Porównanie protuberancji z Ziemią : 6378 km średnica Ziemi km wysokość protuberancji Protuberancja ta jest około 11 razy większa niż średnica Ziemi. 3.OBLICZANIE SZEROKOŚCI PROTUBERANCJI Strona 10

11 33 x 434 km = km szerokość protuberancji Otrzymane wyniki to tylko oszacowanie wymiarów protuberancji. Wyniki są obarczone błędami; są to błędy przy wyznaczaniu skali zdjęć ( dokładność wyboru punktów na plamach). Zaznaczanie odległości na zdjęciach w Gimpie; błąd w pomiarach długości ok.10%. Poza tym występują niedokładności związane z zaokrąglaniem wielkości liczbowych. Strona 11