Pozorování Slunce pro začátečníky III, CHROMOSFÉRA

Ve 3. díle našeho seriálu o pozorování Slunce se seznámíme s pozorováním sluneční chromosféry. Pohled chromosférickým dalekohledem odhalí na Slunci zajímavé a velmi proměnlivé děje v podobě protuberancí (filamentů) a slunečních erupcí. Chromosférické dalekohledy mají speciální filtry pro pozorování chromosféry. Pořízení takového dalekohledu je mnohdy mimo finanční možnosti začátečníka, ale většina hvězdáren chromosférické dalekohledy vlastní a lze jimi v rámci astronomických kroužků či veřejných pozorování chromosféru Slunce pozorovat.

Přístroje k pozorování

Chromosféra je část atmosféry Slunce ležící nad vrstvou fotosféry. Za běžných podmínek je chromosféra přesvětlena bílým světlem fotosféry. Proto je nutné při pozorování světlo z fotosféry odstínit. K odstínění fotosféry dochází při úplném zatmění Slunce. Měsíc postupně zcela zakryje disk Slunce. Po obvodu lze pozorovat červenou chromosféru a protuberance, Úplné zatmění Slunce probíhá několik málo minut a je omezeno úzkým pásem totality.

Pozorování chromosféry mimo dobu úplného zatmění Slunce umožňuje několik přístrojů. Historický prvním přístrojem je spektroskop, prvně byl použit při pozorování Slunce v roce 1868. Spektroskop propouští při určitém nastavení štěrbiny pouze světlo z chromosféry. Posunem štěrbiny lze postupně pozorovat celý disk Slunce. Dalším přístrojem je koronograf, byl vyvinut roku 1930. Simuluje úplné zatmění Slunce, kdy kovová clona zakrývá sluneční disk. Umožňuje pozorovat pouze okraj slunečního disku. Náročnost provedení se promítá ve vysoké ceně koronografu. Proto tímto přístrojem disponují hlavně hvězdárny. Vysoké náklady na cenu vynahradí velmi kvalitní obraz.

Třetím a pro pozorovatele nejpříznivějším přístrojem je chromosférický dalekohled s H-alfa filtrem. Čočkový dalekohled je vybaven speciálními filtry, které propustí pouze světlo čáry H-alfa, tj. 656,3 nm. Filtry zabraňují proniknutí tepelného záření do dalekohledu a k oku pozorovatele. V roce 2005 se na trhu objevily H-alfa dalekohledy s průměrem okolo 40 mm za přijatelnou cenou. Oblast pozorování chromosféry se otevřela širší skupině astronomů-amatérů.

Jevy v chromosféře

H-alfa dalekohledem lze pozorovat nejen děje na okraji disku (spikule, protuberance), ale děje na disku samotném (filamenty, erupce, flokulová pole, aktivní oblasti). Jevy v chromosféře navazují na děje probíhající ve fotosféře.

Flokulová pole navazují na fakulová pole z fotosféry, jsou viditelná po celém sluneční disku jako zjasněné plochy. Uvnitř některých flokulových polí můžeme pozorovat sluneční skvrny jako tmavé body. Když v aktivní oblasti dojde ke změně magnetického pole, vyzáří se energie v podobě sluneční erupce. Erupci pozorujeme jako prudké zjasnění chromosféry Slunce. Na okraji slunečního kotouče lze spatřit malé výčnělky, které se označují jako spikule.

Výtrysk hmoty ze Slunce, který je veden po magnetických indukčních čarách od Slunce se nazývá protuberance. Pojmy protuberance a filament označují stejný fyzikální jev, který je pozorovaný v různé poloze vůči slunečnímu disku. Za protuberanci se označuje oblak plazmy, který je pozorován na okraji disku. Oblak hmoty má vyšší teplotu než tmavé pozadí a září červenou barvou. Pokud je oblak hmoty pozorovaný před slunečním diskem, pak se jeví jako tmavý. Tento útvar označujeme jako filament. Jedná se o chladnější oblak, který se promítá nad teplejším povrchem.

Klasifikace protuberancí

Během postupného zkoumání tvaru a vývoje protuberancí vzniklo několik jejich klasifikací. V současné době neexistuje žádné pevné rozdělení. Osobně používám klasifikaci protuberancí, která vznikla na základě pozorování chromosféry na univerzitě v Cardiffu.

Význam pozorovacího programu

Pozorování chromosféry Slunce bylo donedávna výsadou observatoří a dalších odborných pracovišť. Odborné pozorování chromosféry spočívá ve sledování vzniku a vývoje protuberancí. Výsledky umožňují lepší fyzikální interpretaci a matematické modelování dějů probíhajících v protuberancích. Výskyt protuberancí odpovídá průběhu slunečního cyklu, rozdíly mezi maximem a minimem však nejsou tak výrazné, jako je tomu u výskytu slunečních skvrn. Pro pozorování chromosféry neexistují tak dlouhé pozorovací řady, jako v případě slunečních skvrn. O přínosu systematického pozorování aktivity chromosféry astronomy-amatéry lze polemizovat z důvodu existence družic (např. SOHO, SDO), které nepřetržitě Slunce snímkují. Chromosféra Slunce zůstává pro většinu astronomů-amatérů pouze zajímavým předmětem pozorování.

Pozorovací program sledování aktivity chromosféry

Chromosféru lze pozorovat pouze přímou metodou pomocí dalekohledu s filtrem. Metoda projekce obrazu na stínítko nelze použít, světlo procházející filtrem není dostatečně intenzivní na vytvoření obrazu. Dostupnost dalekohledů s H-alfa filtrem rozšířila základnu pozorovatelů. Bylo nutné vytvořit pozorovací program, který by sjednotil postup pozorování, aby byly výsledky objektivní.

Postup zakreslení

Postup pozorování chromosféry vychází z postupu pro pozorování fotosféry.

a) Centrování obrazu Slunce v okuláru.

b) Určení směru denního pohybu Slunce z východu směrem k západu.

c) Určení kvality obrazu Q (1 až 5; 5 – nejlepší)

d) Určení kontrastu obrazu W (1 až 4)

e) Zakreslení struktury filamentů a protuberancí, flokulová pole se zakreslí obrysem a sluneční skvrny se vyznačí tečkou odpovídající velikosti skvrny. Erupce se označí obrysem a poznámkou, že se jedná o erupci

f) Uvedení času pozorování v UT

g) Po zakreslení kresby na protokol následuje zpracování napozorovaných dat

Chromosféra se dynamicky mění, při pozorování může dojít k situaci, že se zakreslovaná struktura změní. Zakreslování se provádí v krátkém časovém intervalu (5 minut). Při zákresu složitější struktury, která je časově náročnější, je nutné uvést čas zakreslení.

Po provedení zákresu obrazu Slunce je na řadě vyplnění pozorovacího protokolu. Informace lze doplnit i zpětně, není potřeba aktuálního obrazu Slunce (datum, čas, kvalitu obrazu a pozorovacích podmínek vyplňujeme při pozorování).

Zpracování pozorování

Po zakreslení kresby následuje její zpracování. Z kresby lze vypočítat velikost a výšku protuberance, délku filamentu a hodnotu protuberančního čísla (obdoba relativního čísla pro fotosféru)

Pro začátečníka je zajímavé zaznamenávat průběh protuberancí v určitých časových úsecích (zachycení pohybu protuberance). Pokud se provádí pozorování chromosféry a fotosféry Slunce současně, lze podle kresby jednoduše porovnat, které jevy jsou společné pro obě části atmosféry.

Zdroje a odkazy:

Pozorování chromosféry – pozorovanislunce.wz.cz

Protokol pro pozorování chromosféry – protokol 125 mm

Tweet