SŁOŃCE. Sokół Justyna V fizyka. Opole, r.

SŁOŃCE Sokół Justyna V fizyka Opole, 04.11.2009r.

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

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 niedziela, 18.10.2009r. SYTUACJA AKTUALNA The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 środa, 04.11.2009r. The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA EIT 304 wtorek, 27.10.2009r. The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA MDI Continuum wtorek, 27.10.2009r. The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA MDI Magnetogram wtorek, 27.10.2009r. The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA LASCO C3 sobota, 31.10.2009r. The Very Latest SOHO Images http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA X-RAYS niedziela, 25.10.2009r.

Słońce: SYTUACJA AKTUALNA X-RAYS środa, 21.10.2009r.

Słońce: PODSTAWOWE DANE PODSTAWOWE DANE

Słońce: PODSTAWOWE DANE

Słońce: PODSTAWOWE DANE SOHO 14.09.1999r.

Słońce: PODSTAWOWE DANE płonąca kula gazowa oddalona o miliony mil SOHO 02.12.2003r.

Słońce: PODSTAWOWE DANE

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 90 000 lat świetlnych. Obraz Drogi Mlecznej o perspektywie obserwatora spoglądającego sponad niej.

Słońce: PODSTAWOWE DANE Miejsce Słońca we Wszechświecie

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.

Słońce: PODSTAWOWE DANE Parametry Słońca

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

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...

Słońce: PODSTAWOWE DANE Masa Słońca Słoneczny reaktor termonuklearny tylko dlatego zachowuje równowagę i nie ulega rozerwaniu pod wpływem gigantycznego ciśnienia plazmy, wynoszącego w jądrze 2.37 10 16 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 1.989 10 30 kg co oznacza, iż w Słońcu zawarte jest 99.9% masy całego Układu Słonecznego (jego masa to 332 900 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.

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 1 000 000 ton na sekundę. Tak więc, co sekundę masa Słońca zmniejsza się o około 5 300 000 ton, co oznacza, że Słońce traci co sekundę zaledwie mniej niż 3 10-21 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.

Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA BUDOWA WARSTWOWA

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

Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Budowa warstwowa KORONA: najbardziej zewnętrzna i najrozleglejsza część Słońca, składa się z rozrzedzonych gazów, temperatura wzrasta od 50 000 u podstawy do 1 000 000 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 15 000 000 K.

Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Temperatura warstw Moc promieniowania (3.845±0.006) 10 26 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 15.4 10 6 K 5.15 10 5 km 98% masy Słońca 1.81 10 5 km < 1.7% masy Słońca 500 km 5 800 K Temperatura w warstwie minimum temp. 4 200 K Temperatura chromosfery Grubość chromosfery Temperatura warstwy przejściowej Temperatura korony 4 200 K - 25 000 K ok. 2000 km 25 000 K - 10 6 K > 10 6 K

Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Budowa i zjawiska na powierzchni

Słońce: STRUKTURA SŁOŃCA Korona słoneczna podczas zaćmienia APOD http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE CO WIDZIMY PATRZĄC NA SŁOŃCE

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

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE H-alpha

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Światło białe

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K1v

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia H-alpha

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K3

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Linia Ca K3: tarcza + protuberancje

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

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE 195 Å

Słońce: WIDMO OBSERWACYJNE Pole magnetyczne

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

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots

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

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

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

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ LICZBA WOLFA

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

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Sunspots 3D

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 1 500 000K, lecz pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazme protuberancji od gorącej plazmy koronalnej.

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Protuberancja eruptywna 17 May 1989 11:14 UT 24 May 1989 12:15 UT

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Pętle (Post Flare Loops) Protuberancja spokojna 03 April 200 13:03:12 UT 10 June 1998 08:10:43 UT 15 June 1991 11:23:42 UT 12 August 1997

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Protuberancje Inne schemat ewolucji

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ CME - Coronal Mass Ejection

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Wyrzuty materii i pętle magnetyczne

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.

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Rozbłyski

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. 07.02.2002r. SOHO

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.

Słońce: FORMY AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ Granule i supergranule Ruch konwekcyjny materii w granulach fotosferycznych Granule niewielkie (do 1 400 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.

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 32 000 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.

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

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ 284 Å CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

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.

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.

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ ROTACJA RÓŻNICOWA

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 20 000 km, u podstawy warstwy konwektywnej, 180 000 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.

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

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

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

Słońce: CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ WYKRES MOTYLKOWY

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE I NAZIEMNE

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE Misje kosmiczne http://sohowww.nascom.nasa.gov/community/soho-links-missions.html 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

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: http://dzejdzi.webpark.pl/ukla012.html

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.

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE STEREO

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE KOSMICZNE STEREO STEREO - film

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatoria słoneczne rozmieszczenie na Ziemi http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/egso/gbo/ http://sohowww.nascom.nasa.gov/community/soho-links-gbo.html

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

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

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: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_mk_katalog.html

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: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

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 14 495 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

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.

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: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) STEROWNIA Źródło: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) wejście teleskopu głównego wejście teleskopu horyzontalnego skaner spektografu MSDP STEROWNIA Źródło: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

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 29 000 km na 236 000 km na środku tarczy Słońca. Rozdzielczość spektralna MSDP wynosi 0.4 Å, a przestrzenna (bez uwzględnienia seeingu) 0.5 /piksel. wnętrze spektrografu MSDP Źródło: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

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 (362 500 km na 236 000 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: http://helio.astro.uni.wroc.pl/helio_bialkow_observatory.html

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) protuberancja 01.08.2008r. Duży Koronograf zaćmienie Słońca 01.08.2008r. Duży Koronograf (widoczny profil powierzchni Księżyca)

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków) zaćmienie Słońca 01.08.2008r. Mały Koronograf (metoda projekcyjna)

Słońce: OBSERWATORIA SŁONECZNE NAZIEMNE Obserwatorium Astronomiczne UWr (Białków)

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

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

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - CORONADO

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 99.999% światła.

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Sprzęt - ORION

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

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego 07.05.2003r.

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego 07.05.2003r. SOHO Merkury 351

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Merkurego 07.05.2003r.

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Tranzyt Wenus 08.06.2004r.

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Plamy słoneczne 25.09.2009r.

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Plamy słoneczne 25.09.2009r. ORION SOHO

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Zaćmienie Słońca 01.08.2008r. ORION

Słońce: OBSERWACJE SŁOŃCA W OA IF UO Filmy

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

Słońce: SŁOŃCE W INTERNECIE 1. SOHO Solar and Heliospheric Observatory http://sohowww.nascom.nasa.gov/ 2. BASS 2000 Solar Survey Archive http://bass2000.obspm.fr/home.php 3. STEREO Solar TErrestrial RElations Observatory http://stereo.gsfc.nasa.gov/ 4. Space Weather http://www.spaceweather.com/ 5. SWPC Space Weather Prediction Center http://www.swpc.noaa.gov/ 6. Current Solar Images http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html 7. Galeria zdjęć http://thesuninmotion.com/ 8. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego http://helio.astro.uni.wroc.pl/ 9. Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego http://www.oa.uj.edu.pl/ 10. Monitoring aktualnego cyklu słonecznego http://www.solarcycle24.com/

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

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

Słońce: KONIEC