Przewodnik ten zawiera opis zestawu ćwiczeń przygotowanych dla projektu Sun for all organizowanego przez Ciência Viva (2005 117/18). Celem projektu jest promocja wśród uczniów nauki, a w szczególności astronomii. Prezentowane ćwiczenia oparte są o zdjęcia Słońca (spektroheliogramy), zgromadzone przez Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Coimbra. Spektroheliogramy wykonywano od 1926 roku i zgromadzono już 30000 zdjęć. Taki zbiór obserwacji Słońca ma wielkie znaczenie naukowe. Za pośrednictwem strony internetowej dostępnych jest obecnie około 15000 spektroheliogramów wykonanych od 2002 do 2004 roku. Studenci z Portugalii i innych krajów mają również dostęp do zbioru ćwiczeń, które wykorzystując zgromadzone spektroheliogramy przybliżają metody badawcze astronomii. Ten przewodnik został przygotowany przez zespół projektu Sun for All. Pragniemy również podziękować następującym osobom: Dr. Adriana Garcia, Dr. Arnaldo Andrade, Dr. Carlos Rodrigues, Dr. Ivan Dorotovic i Dr. Paulo Sanches za współpracę przy edycji tego opracowania oraz za pomocne komentarze i uwagi. 3
Słońce jest najbliższą Ziemi gwiazdą. Od samego początku formowania się naszej planety miało ono na nią duży wpływ. Zależność ta nie wynika jedynie z rocznego ruchu obiegowego Ziemi wokół Słońca, lecz jest ona bardziej skomplikowana. Słońce jest głównym źródłem światła i ciepła na Ziemi, podtrzymuje ono istniejące na niej życie. Zjawiska pojawiające się wewnątrz Słońca lub na jego widocznej powierzchni wywierają wpływ na powierzchnię Ziemi. Nie jest łatwo zrozumieć lub zmierzyć ten wpływ i ustalić skomplikowany ciąg przyczynowo skutkowy obserwowanych zjawisk. Udało się jednak odkryć pewne relacje między Słońcem i Ziemią. Na Rysunku 1 zestawiono dwa wykresy: czerwona linia reprezentuje zmiany temperatury na powierzchni Ziemi od 1855 do 2000 roku; niebieska linia reprezentuje zmiany promieniowania Słońca w tym samym przedziale czasu. Rys. 1: Zmiany promieniowania Słońca i temperatury powierzchniowej Ziemi w latach od 1855 do 2000 roku. (źródło: http://www.mps.mpg.de/projects/sun-climate/results.html ) Na Rys. 1 widać, że obie krzywe przebiegają podobnie aż do 1980 roku, gdzie wykresy zaczynają się rozchodzić. Różnicę w przebiegu wykresów po 1980 roku, a dokładniej anormalny wzrost temperatury na Ziemi, można wyjaśnić poprzez zjawisko tak zwanego efektu cieplarnianego, mającego duże znacznie dla przyszłości naszej planety. Promieniowanie Słońca jest jednym z mierzalnych wpływów Słońca na Ziemię. W szczególności ilość promieniowania docierającego na Ziemię zmienia się w zależności od tego co dzieje się w słonecznej atmosferze. Istnieje kilka zjawisk, takich jak plamy słoneczne czy protuberancje, które powstają w atmosferze Słońca (patrz Rysunek 2). 4
Rys. 2: Po lewej stronie widać protuberancję w porównaniu z rozmiarami Ziemi. Po prawej stronie widać ciemne obszary na powierzchni Słońca tak zwane plamy słoneczne. (źródło: SOHO, ESA and the Astronomical Observatory of the University of Coimbra) Na Rysunku 3 porównane zostały dwa wykresy: linia ciągła reprezentuje średnią zmianę temperatury na powierzchni Ziemi od 1856 do 2000 roku; przerywana linia reprezentuje ilość obserwowanych plam słonecznych w tym samym przedziale czasu. Tak jak w przypadku porównania zmian temperatury na Ziemi z promieniowaniem słonecznym widać, że do roku 1980 obie krzywe przebiegają podobnie, po czym ich przebieg jest już różny. 5
Rys. 3: Porównanie zmian średniej temperatury na Ziemi i liczby plam słonecznych w latach 1856 2000. (źródło nieznane) Jednak oddziaływanie Słońca na Ziemię można dostrzec również w innych dziedzinach, nie tylko tych związanych z klimatem. Bardzo energetyczne zjawiska rozbłysków słonecznych potrafią oddziaływać na nasze codzienne życie. 30 października 2003, burza solarna uszkodziła system energetyczny w Ameryce Północnej, powodując 9 godzinny brak prądu w wielu kanadyjskich miastach. Na stronie internetowej Space Weather (http://www.solarstorms.org/srefstorms.html) można znaleźć listę burz solarnych, które miały miejsce w okresie od 1859 do 2003 roku, wiele z nich spowodowało znaczne szkody materialne. Dlatego badanie Słońca, ciekawe samo w sobie, stanowi istotne narzędzie dla zrozumienia procesów zachodzących na powierzchni naszej planety. W szczególności istotne są badania Słońca poprzez analizę jego aktywności, które stanowią podstawowy temat działań zaproponowanych w niniejszym projekcie. Większość tych działań skoncentrowanych jest na badaniu plam słonecznych. W następnym rozdziale wiele miejsca poświęcono właśnie tej problematyce. Inne przejawy aktywności słonecznej takie jak protuberancje i flokule także będą tematem zaproponowanych tu działań. 6
Niektórzy historycy twierdzą, że to Anaksagoras, w 467 p.n.e, jako pierwszy doniósł o obserwacji plam słonecznych. Jednakże pierwszy zidentyfikowany rysunek plamy słonecznej pochodzi z roku 1128 i wykonany został przez mnicha z klasztoru w Worcester (w Wielkiej Brytanii) Rys. 4. Rys. 4: Historyczny rysunek plamy słonecznej (źródło: http://www.parhelio.com/articulos/artichistoria.html ) Lecz aby móc regularnie i systematycznie zliczać plamy słoneczne, konieczny był teleskop. Rzeczywiście, na początku XVII wieku, wraz z odkryciem czterech największych satelitów Jowisza i faz Wenus, rysunki plam słonecznych stanowiły część obserwacji dokonanych za pomocą lunety przez Galileusza. W 1844 Heinrich Schwabe wysunął hipotezę o istnieniu cyklu aktywności słonecznej, liczba plam na Słońcu powinna zmieniać się periodycznie. W rzeczywistości, wieloletnie zliczanie plam ujawniło istnienie maksimów i minimów, regularnie rozłożonych z okresem wynoszącym około 11 lat. Rys. 5. 7
Rys. 5: Zmiany liczby plam od 1700 do 1995 roku i 11 letni cykl słoneczny. (źródło: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/solar_cycle.html ). Zrozumienie przyczyny tej periodyczności lub chociażby wyjaśnienie, w jaki sposób powstają plamy słoneczne, są znacznie mniej oczywiste niż prosta detekcja I zliczanie plam. Pamiętajmy, że Słońce jest ciałem prawie sferycznym, zbudowanym zasadniczo z gazu i plazmy. Jego atmosfera składa się z trzech warstw: fotosfery, chromosfery i korony. Rys. 6 ilustruje rozmieszczenie poszczególnych warstw. Rys. 6: Diagram przedstawiający wewnętrzną i zewnętrzną strukturę Słońca: fotosferę, chromosferę i koronę (źródło: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/solar_cycle.html ) 8
Fotosfera bywa utożsamiana z powierzchnią Słońca, jej temperatura wynosi około 5770 (1) K (0 C = 273 K). Plamy słoneczne powstają właśnie w tej warstwie. Ale w jaki sposób? Słońce posiada pole magnetyczne, wynikające ze złożenia radialnych ruchów konwekcyjnych w górę i w dół, które występują w zewnętrznych warstwach, i rotacji Słońca. Pole magnetyczne generowane we wnętrzu Słońca, które zostaje przez konwekcję uniesione ku powierzchni, tworzy plamy Rys. 7. Rys. 7: Pole magnetyczne generowane we wnętrzu Słońca (a), zostaje unoszone ku powierzchni (b), i linie pola magnetycznego które przebijają powierzchnię fotosfery tworzą plamy (c). (źródło: http://sohowww.estec.esa.nl/gallery/movies/10th/sunspotsform.mpg, obejrzyj film, aby lepiej zrozumieć to zjawisko). Plamy słoneczne są ciemniejsze niż otaczająca je fotosfera, odzwierciedla to różnicę miedzy ich temperaturą (około 4000 K) i temperaturą otaczającej je powierzchni (5770 K). Ponadto wewnątrz plamy można odróżnić dwa obszary: ) ciemniejsze centrum (umbra) i jaśniejsza obwódka (penumbra) Rys. 8. 1 0º=273 K 9
Rys. 8: Szczegóły budowy plamy słonecznej: cień i półcień. (źródło: http://www.hao.ucar.edu/education/slides/slide3.php ) Jak już wspomniano, analiza budowy plam stanowi bardzo ważny aspekt badań zjawisk występujących na powierzchni Słońca. Dlatego, proponowane tutaj działania związane są z plamami słonecznymi i informacjami, których dostarcza ich analiza. Fotografie, które będziemy opracowywać otrzymane zostały metodami spektroskopowymi, innymi słowy, poprzez analizę widma słonecznego. Atomy niektórych pierwiastków znajdujące się w atmosferze słonecznej nie są neutralne elektrycznie. Oznacza to, że wskutek panującej tam wysokiej temperatury część elektronów została oderwana od macierzystych atomów. Zjawisko to znane pod nazwą jonizacji, jest przyczyną powstawiania ciemniejszych linii w widmie słonecznym, które odpowiadają absorpcji promieniowania świetlnego przez dany pierwiastek chemiczny pozbawiony jednego lub większej liczby elektronów. Rys. 9 przedstawia widmo w okolicach linii Hα. 10
Rys. 9 (a) i (b): Widmo Słońca w pobliżu linii (Hα) wodoru: ostrzejsza linia przy 6563 Å: (a) widmo i linie absorpcyjne; (b) zmiana natężenia promieniowania w funkcji długości fali. (źródła: (a) http://www.astrosurf.com/rondi/obs/shg/spectre/intro.htm (b) i Paris Observatory: http://bass2000.obspm.fr/home.php?lang=en ) Ponadto istnieje jeszcze jedna ważna dla tej pracy linia widmowa, ponieważ dostarcza ona informacji o fotosferze i chromosferze: linia zjonizowanego Wapnia (Ca II), obserwowana pomiędzy 3900, a 4000 Å. W szczególności linia K Ca II występuje przy długości fali 3934 Å. Linia K3 odpowiada centrum pasma Ca II, a K1-v odpowiada skrzydłom, w tym przypadku mniejszej długości fali niż linia K3 Rys. 10. 11
Rys. 10: Widmo Słońca: zmiana natężenia w zależności od długości fali światła w okolicach linii CaII K. (źródło: Paris Observatory: http://bass2000.obspm.fr/home.php?lang=en ) Warto zaznaczyć, że otrzymywanie jednoczesnych (lub prawie jednoczesnych) obrazów różnych linii widmowych ma znaczenie dla lepszego poznania atmosfery słonecznej. Rzeczywiście kilkanaście linii składających się na widmo słoneczne emitowanych jest przez różne warstwy słonecznej atmosfery, w których panują różne temperatury Rys. 11. Rys. 11: Zmiany temperatury w atmosferze słonecznej (0 km odpowiada dnu fotosfery) oraz miejsca gdzie powstają różne linie widmowe: K3 i Hα powstają w chromosferze, podczas gdy K1-v powstaje w fotosferze. (źródło: adapted from J. Vernazza, E.Avrett and R.Loeser, Astrophys. J. Suppl, 45, 635 1981) 12
Jak widzimy, linie Hα i K3 powstają w chromosferze, podczas gdy linia K1-v powstaje w fotosferze. A więc plamy słoneczne są doskonale widoczne w linii K1-v, a protuberancje i włókna widoczne są w liniach K3 i Hα Rys. 12 (a) i (b). Włókno, często towarzyszące plamom słonecznym, jest prominence obserwowaną w obszarze flokul jaśniejszym i (w przeciwieństwie do plam) gorętszym od sąsiednich rejonów Rys. 12 (b) Rys. 12 (a) and (b): Hα i K3. Prominences (strzałki), filaments (elipsy) i obszary faculae (okręgi) (źródło: Astronomical Observatory of the University of Coimbra) 13
2 Pod koniec pierwszej dekady XX wieku, Francisco Miranda da Costa Lobo (1864 1945), astronom i profesor Uniwersytetu Coimbra (Rys. 13) rozpoczął starania o zainstalowanie w Uniwersytecie instrumentu umożliwiającego otrzymywanie spektroskopowych obrazów Słońca. Historia budowy tego instrumentu została opisana przez samego Costa Lobo w komunikacie Astronomy in Portugal at the present time wygłoszonym przez niego jako mowa inauguracyjna na konferencji Spanish Association for the progress of Sciences w roku 1926. W końcu XIX wieku słynny francuski astronom Deslandres zainstalował spektroheliograf w Paris-Meudon Observatory. Instrument ten umożliwiał wykonywanie fotografii plam słonecznych i protuberancji. Rys. 13: Francisco da Costa Lobo (Museum of the Astronomical Observatory of the University of Coimbra). 2 Tekst oparty na Notes about the History of Astronomy in Portugal, J. Fernandes, Theme of the month of the Astronomer site, November 2002 (http://www.portaldoastronomo.pt/tema8.php ) 14
Kilka podobnych urządzeń zostało zainstalowanych w różnych krajach Europy i w Stanach Zjednoczonych. Obserwacje Słońca, a zwłaszcza jego warstw zewnętrznych były popularne w owych czasach. Tak więc Costa Lobo donosił, że w roku 1907, odwiedził kilka głównych europejskich obserwatoriów, zmierzając do zainstalowania spektroheliografu w obserwatorium astronomicznym w Coimbra. Costa Lobo musiał pokonać wiele trudności, ale zawsze mógł liczyć na pomoc ze strony Deslandrea. Deslandres zaoferowal elementy aparatury, a francuski astronom, pochodzenia portugalskiego, d Azambuja, pomógł w montażu spektroheliografu. W lipcu w 1925 roku podczas drugiego walnego zjazdu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Cambridge odnotowano, W Coimbra, (Portugalia), zainstalowano spektroheliograf. (1925, Transactions IAU). Pierwszego stycznia 1926, Francisco da Costa Lobo, w asyście swego syna Gurmesindo, rozpoczął codzienne rejestrowanie spektroheliogramów, obrazów Słońca w liniach K1-v i K3 l. W ten sposób rozpoczął wieloletnią pracę obserwacyjną, z której sprawozdania i wyniki zachowały się do dnia dzisiejszego, stanowiąc cenny zbiór spektroheliogramów. Przyczynił się do tego cały zespół obserwatorów, którzy prowadzili obserwacje Słońca w dni powszednie, weekendy i święta. Obecnie (od roku 1968) spektroheliograf jest zainstalowany w Astronomical Observatory of the University of Coimbra, w Santa Clara Rys. 14. Rys. 14:Budynek spektroheliografu, celostat i kopuła. (źródło: Astronomical Observatory of University of Coimbra) 15
Obok dochowania wierności oryginalnym zasadom obserwacji i motywacjom, w ciągu lat dokonano wielu zmian i udoskonaleń spektroheliografu. Na przykład, w latach osiemdziesiątych wprowadzono możliwość wykonywania obrazów Słońca w linii Hα, co pozwalało wykonywania spektroheliogramów w trzech różnych liniach widmowych: K1-v, K3 i Hα Rys.15. Rys. 15: Obrazy Słońca w dniu 10 grudnia 1999 wykonane w liniach wapnia (K1-v i K3) oraz w linii wodoru (Hα). (źródło: Astronomical Observatory of the University of Coimbra) W bieżącym stuleciu do otrzymywania cyfrowych obrazów Słońca 3, stosuje się kamery CCD 4, które całkowicie zastąpiły kliszę fotograficzną w marcu 2007. W ciągu ostatnich dziesięcioleci spektroheliogramy służyły pracy badawczej. W przedstawionym tutaj projekcie wykorzystamy tego rodzaju obserwacje Słońca do ćwiczeń dydaktycznych przeznaczonych dla uczniów szkół gimnazjalnych i średnich. 3 Szczególowe informacje dostępne są w artykule: Eighteenth Anniversary of Solar Physics at Coimbra Mouradian & Garcia, który ukazał się w The Physics of Chromospheric Plasma, ASPCS, Vol. 368, 2007, Ed. Heinzel, Dorotovic and Rutten, p.3. 4 CCD Charged Couple Device. 16
Proponowane ćwiczenia oparte są na wykorzystaniu przez uczniów bazy danych spektroheliogramów, udostępnionych na oficjalnej stronie internetowej Astronomical Observatory of the University of Coimbra. Dostęp do tej bazy jest bezpłatny i można go uzyskać poprzez stronę projektu Sun for All (http://www.mat.uc.pt/sun4all) lub poprzez stronę Department of Mathematics w kilku kolejnych krokach: 1. Wejdź na stronę U.C. Mathematics Department Website http://www.mat.uc.pt/ 2. Wybierz Observatório Astronómico 3. Wybierz Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra 4. W górnym menu strony Obserwatorium znajduje się opcja pod nazwą CENTRO DE DADOS. W tej opcji wybierz Arquivo Obs. Solares 5. Po lewej stronie znajdziesz następujące menu: Rys. 16: Menu przeszukiwania archiwum obserwatorium słonecznego. To menu pozwoli Ci wybrać odpowiedni okres czasu od początkowego dnia ( De ) miesiąca (MM) i roku (AAAA) do końcowego dnia ( a ) miesiąca (MM) i roku 17
(AAAA). W tym menu możesz również wybrać rodzaj linii Tipo de Risca, który cię interesuje. Dostępne są tu trzy opcje: - K1-v filtr jeśli chcesz obserwować fotosferę; - K3 lub filtr Halpha jeśli zamierzasz obserwować chromosferę. Wybierz K1-v (aby obserwować fotosferę) albo Halpha bądź K3 (aby obserwować chromosferę). Po potwierdzeniu tej opcji, spektroheliogramy z wybranego okresu czasu pojawią się po prawej stronie (patrz Rys. 17). Rys. 17: W tym przykładzie otrzymano 17 obrazów wykonanych z użyciem filtru dla linii K1-V w styczniu 2001. W celu przyjrzenia się spektroheliogramowi z określonego dnia należy wybrać odpowiedni obraz. Rys. 18 pokazuje wynik takiej procedury dla wybranego przykładowo spektroheliogramu z dnia 30 stycznia 2001 roku. 18
Rys. 18: Spektroheliogram z dnia 30 stycznia 2001 roku. Zauważmy, że prezentowane obrazy są negatywami. Wszystkie obrazy w bazie są przedstawione w ten sposób ponieważ proces digitalizacji opierał się na oryginalnych negatywach fotograficznych. Ten fakt nie ma żadnego wpływu na realizację przedstawionego ćwiczenia. Nie mniej jednak ci, którzy chcieliby użyć pozytywów powinni jedynie dokonać programowego odwrócenia kolorów. Można tego dokonać na przykład za pomocą programu Paint, będącego standardową aplikacją systemu operacyjnego Windows (patrz dodatek 2). Na rysunku Rys. 19 dokonano porównania dwu obrazów tego samego spektroheliogramu: oryginalnego (po lewej) i otrzymanego po odwróceniu kolorów (po prawej). Rys. 19. Spektroheliogram z dnia 31 stycznia 2001 roku: negatyw i pozytyw. Na Rys. 17 można zauważyć brak obrazów z dni 26 i 27 stycznia 2001 roku. Fakt ten spowodowany został złą pogodą, która uniemożliwiła dokonanie obserwacji Słońca w tych dniach. Na niektórych obrazach pokazane są kierunki Północ-Południe (N/S) i Wschód- Zachód (E/W). Te wskaźniki mają odnoszą się do orientacji Słońca, innymi słowy do słonecznej Północy i Południa. Jednakże niektóre obrazy pozbawione są takich wskaźników orientacyjnych. W takich przypadkach kierunek Północ-Południe należy przyjąć wzdłuż linii pionowej na ekranie. Dla działań opisanych w następnym dokumencie, oprócz wspomnianego już oprogramowania służącego do odwrócenia kolorów, potrzebny będzie arkusz kalkulacyjny np. Excel. Dlatego w opisach niektórych działań możesz zobaczyć pliki 19
Excel a przygotowane do wykonania określonych zadań. W dodatku 3 pokazujemy w jaki sposób można wykorzystać arkusze kalkulacyjne Excel a. Jeden z głównych aspektów proponowanych działań związany jest ze zliczaniem plam. W poniższym paragrafie przedstawiamy kryterium zliczania i technikę opartą na indeksie Wolfa, ustanowionym w roku 1849 przez szwajcarskiego astronoma Johanna Rudolfa Wolfa (1816 1893). Indeks Wolfa oznaczony jest literą R i obliczany jest z następującego wzoru: R= 10g + s, gdzie g jest liczbą obserwowanych grup plam słonecznych, a s jest całkowitą liczbą pojedynczych plam we wszystkich grupach. Dla pojedynczych plam słonecznych należy przyjąć umbra jako kryterium. Jednakże, rozróżnienie pomiędzy pojedynczą plamą a grupą plam słonecznych nie zawsze bywa oczywiste Rys 20. Rys. 20: Grupa plam słonecznych obserwowana przez satelitę SOHO. (źródło: http://apod.nasa.gov/apod/ap010419.html ) Rys. 21 stanowi pomocny przykład pozwalający zapoznać się z metodą zliczania plam słonecznych. Zostało zidentyfikowanych pięć grup (stąd g=5), a w każdej z nich znaleziono inną liczbę plam (na rysunku, podano stosunki liczby grup/liczby plam w grupach dotyczące grup plam zawartych w elipsach). W grupie pierwszej, znajdują się 2 plamy słoneczne, w grupie drugiej - 4, w grupie trzeciej - 4, w grupie czwartej - 9 i w grupie piątej - 2 plamy słoneczne. Całkowita liczba plam wynosi 21. Więc s=21, R=71. 20
Rys. 21: Przykładowe obliczenie indeksu Wolfa dla przypadku: g=5, s=21 i R=71 (źródło: Dorotovic, private communication) 21