Astronomické a geofyzikálne observatórium UK v Modre

Hlavné menu

Vyhľadávanie

Info o observatóriu

Adresa:

Astronomické observatórium
P.O.Box 4
900 01 Modra
Slovenská republika
tel.: +421 336475261

Zemepisná dĺžka:

17°,27402056 východne

Zemepisná šírka:

48°,37327278 severne

Nadmorská výška:

531.10 m

Kód MPC:

118

Výskum

Pozorovanie Slnka v spektrálnej čiare H-alfa

Nedávno sme sa rozhodli obohatiť náš "klasický" pozorovací program aj o pozorovania Slnka. Pozorovania zatiaľ nie sú pravidelné, ale dúfame, že sa to čoskoro zmení. V súčasnosti máme na pozorovanie k dispozíci 20 cm refraktor s ohniskovou vzdialenosťou 304 cm, ktorý má apertúru zúženú na 8 cm a pomerne široký H-alfa filter. Pozorovania pomocou tohto filtra sú zaujímavé a zaznamenávajú sa VHS videokamerou na pásky. Rozlišovacia schopnosť ďalekohľadu je 1,5 oblúkovej sekundy.

H-alfa je snáď "najpopulárnejšia" čiara slnečného spektra. V tejto spektrálnej čiare pozorujeme slnečnú chromosféru, v ktorej môžeme sledovať slnečné erupcie vznikajúce v rôznych aktívnych oblastiach (a niekedy aj mimo nich). Nad okrajom disku môžeme zasa vidieť žiariace protuberancie, ktoré v priemete na slnečný disk vidíme, ako tmavé pásy, tzv. filamenty.

Obrázky erupcie v AR 8636 zo 7. júla 1999

animácia aktívnej oblasti AR8636

Na týchto obrázkoch vidieť vývoj slnečnej erupcie z 19.07.1999. Táto erupcia bola veľmi pravdepodobne spojená s vynáraním sa nových slnečných škvŕn v AR 8636. Podľa merania toku žiarenia v mäkkej rtg oblasti, z družice Goes-9, mala erupcia začiatok o 8:16 UT, maximum dosiahla o 8:46 UT a skončila o 9:10 UT.

Animácia je výsledkom zloženia nižšie uvedených obrázkov.

 

obrázok č.1 - 19.7.1999 8:30 UT obrázok č.2 - 19.7.1999 8:40 UT obrázok č.3 - 19.7.1999 8:50 UT obrázok č.4 - 19.7.1999 9:10 UT obrázok č.5 - 19.7.1999 9:30 UT obrázok č.6 - 19.7.1999 10:30 UT

 

Obrázky AR 8636 s filamentom z 25. júla 1999

animácia aktívnej oblasti AR8636

Takto vyzerala AR 8636 25.07.1999. Na obrázkoch vidieť veľký filament, ktorý sa postupom času rozplynul.

Na našich snímkach vidieť časť chromosféry, a pritom jasne vidíme aj slnečnú fotosféru so škvrnami. Jadro spektrálnej èiary H-alfa vzniká v chromosfére, ale samotná čiara je veľmi široká. Jej krídla vznikajú už vo fotosfére. Vďaka širšiemu H-alfa filtru, môžeme teda sledovať obe časti slnečnej atmosféry naraz.

obrázok č.1 - 25.7.1999 7:12 UT obrázok č.2 - 25.7.1999 7:46 UT obrázok č.3 - 25.7.1999 7:56 UT obrázok č.4 - 25.7.1999 8:06 UT obrázok č.5 - 25.7.1999 8:16 UT obrázok č.6 - 25.7.1999 8:26 UT obrázok č.7 - 25.7.1999 8:36 UT obrázok č.8 - 25.7.1999 8:51 UT

 

Pojmy:

Aktívna oblasť - ak sa z vnútorných oblastí Slnka vynárajú (nové) magnetické polia, hovoríme, že formujú (nové) aktívne oblasti. Aktívnou oblasťou (AR) nazývame rôzne oblasti v slnečnej atmosfére, kde pozorujeme silné magnetické polia. Aktívnou oblasťou je napr. skupina škvŕn vo fotosfére, jasne žiariace oblasti v sp. čiare H-alfa v chromosfére alebo jasne žiariace slučky v koróne.

Erupcia - veľmi dynamický a energetický dej, pri ktorom dochádza k urýchľovaniu častíc (elektrónov, protónov, iónov) a prudkému ohrevu okolitého plynu (plazmy). Slnečná plazma sa zohrieva na vysoké teploty niekoľko mil. K, pričom sa uvoľňuje žiarenie rôznych vlnových dĺžok (tvrdé a mäkké rtg žiarenie, extrémne UV, UV, optické, radiové atď.) Erupcia je veľmi pravdepodobne dôsledkom náhleho uvoľnenia obrovského množstva magnetickej energie.

Filament - priemet protuberancie, pozorovanej v spektrálnej čiare H-alfa, na slnečný disk. Filamenty (protuberancie) sa obvykle vytvárajú na hraniciach medzi aktívnymi oblasťami s opačnými polaritami magnetického poľa. Kopírujú tzv. inverznú líniu magnetického poľa, čo je fiktívna čiara na slnečnom disku, kde normálová zložka magnetického poľa mení svoje znamienko. Predpokladá sa, že práve magnetické pole udržuje filamenty (protuberancie) nad slnečným povrchom.

Fotosféra - Slnko ako plynné teleso nemá pevný povrch. Guľová vrstva, z ktorej k nám prichádza viac ako 90 % slnečného žiarenia sa nazýva fotosféra. Považujeme ju za najnižšiu časť slnečnej atmosféry. Jej hrúbka je asi 300 - 700 km. Priemerná teplota vo fotosfére je okolo 6000 K. V spektre fotosféry pozorujeme množstvo tmavých absorpčných (spektrálnych) čiar.

H-alfa - spektrálna čiara Balmerovej série vodíka. Vzniká pri preskoku elektrónu z hladiny s hlavným kvantovým číslom n=3 na hladinu s n=2. Jej vlnová dåžka je 656,3 nm. Jadro tejto čiary vzniká v chromosfére. Ak za určitých podmienok dôjde v slnečnej atmosfére k uvoľneniu obrovského množstva energie, v jadre čiary sa objaví emisia. Na našich obrázkoch môžeme potom vidieť jasne žiariace útvary.

Chromosféra - Fotosféra plynule prechádza do ďalšej vrstvy slnečnej atmosféry - chromosféry. Hrúbka chromosféry je okolo 14 000 km. V chromosfére pozorujeme nárast teploty z fotosférických 6000 K na niekoľko desiatok tisíc K. Tento nárast teploty charakterizuje spektrum, v ktorom sa objavujú emisné čiary, na rozdiel od fotosféry, v ktorej pozorujeme iba absorbčné čiary. Najznámejšia chromosf. čiara je H-alfa, ktorá sa používa na pozorovanie erupcií v chromosfére.

Koróna - Koróna je najvyššou a najrozľahlejšou časťou slnečnej atmosféry. Rozkladá sa až do vzdialeností niekoľkých polomerov Slnka (R_Slnka ~ 700 000 km). Koróna je veľmi riedka, teplota tu dosahuje niekoľko miliónov K a dominantnú úlohu v nej zohráva magnetické pole. Slnečnú korónu pozorujeme pomocou špeciálnych ďalekohľadov, tzv. koronografov. Viď projekty: Yohkoh, Soho, Trace

Protuberancia - termín protuberancia sa používa na označenie žiariacich mrakov chladnejšej a hustejšej plazmy, pozorovaných najčastejšie v tvare slučiek v (nízkej) koróne nad slnečným okrajom. Zvyčajne sa pozorujú v sp. čiare H-alfa. V projekcii na slnečný disk sa javia ako tmavé pásy, tzv. filamenty.

Slnečná atmosféra - slnečnou atmosférou nazývame sférické vrstvy plynu (slnečnej plazmy), z ktorých k nám prichádza slnečné žiarenie. Delíme ju na tri základné časti: fotosféru, chromosféru a korónu. (Atmosférou vo všeobecnosti nazývame plynovú obálku obklopujúcu planétu alebo hviezdu.)

Slnečná škvrna - Vo fotosfére pozorujeme tmavé škvrny, tzv. slnečné škvrny, ktoré sú prejavom prítomnosti silných magnetických polí. Najtmavšia časť škvrny sa nazýva umbra (tieň). Okolo tmavej umbry sa nachádza jasnejšia penumbra (polotieň). Maximálny výskyt slnečných škvŕn sa pozoruje v okolí maxima cyklu slnečnej aktivity, ktorý má periódu zhruba 11 rokov.

 

Úplné zatmenie Slnka 11.8.1999

Zdigitalizované fotografie úplného zatmenia Slnka, ktoré boli exponované 11. augusta 1999 v Kiskunmajsa (Maďarsko) teleobjektívom (f=0.5m) krátkou expozíciou 1/60 s. Preto je na snímke počas úplného zatmenia vidno iba vnútornú časť koróny a protuberancie. Druhé dva obrázky sú exponované tesne po treťom kontakte (možno na nich vidieť aj poveternostné podmienky - miernu oblačnosť)




Táto práca - Praktická astronómia populárne - je podporená Agentúrou na podporu výskumu a vývoja na základe zmluvy č. LPP-0378-09.

 

Powered by Etomite CMS.