Pozorování chromosféry

Chromosféra je přesvícena fotosférou, proto je nutné při jejím 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. Chromosféra na slunečním disku nebyla pozorovatelná vůbec.

Zvrat přinesl až objev spektroskopu pro pozorování chromosféry a protuberancí roku 1868. Tento přístroj umožňoval pozorování chromosféry mimo dobu zatmění.

Chromosféra je při porovnání s fotosférou mnohem dynamičtější. Lze pozorovat více jevů: spikule, flokulová pole, chromosférické erupce a protuberance (filamenty). Pojmy protuberance a filament označují stejný fyzikální jev, který je pozorovatelný v různé poloze vůči slunečnímu disku. Za protuberanci se označuje oblak hmoty, který je pozorován na okraji disku. Oblak hmoty má vyšší teplotu než tmavé pozadí a září červenou barvou. Pokud je oblak hmoty pozorovatelný nad slunečním diskem, pak se jeví jako tmavý. Tento útvar označujeme jako filament. Jedná se o chladnější oblak, který se promítá nad teplejším povrchem.

Koronograf

Koronograf zkonstruoval roku 1930 francouzský astronom B. Lyot. Slouží k pozorování nízké koróny Slunce. Pomocí něj lze pozorovat chromosférické jevy na okraji disku – spikule a protuberance. Konstrukce koronografu uměle simuluje úplné zatmění Slunce. Clona před ohniskem dalekohledu zakrývá sluneční disk, energetický filtr (skládá se červeného a infračerveného filtru) před objektivem odstraňuje 90 % světelného a tepelného záření ze Slunce. Za clonou je umístěn H-alfa filtr, který redukuje zbývající světelné záření. Clona má přesně dané rozměry, musí se v průběhu roku vyměňovat v závislosti na vzdálenosti Země-Slunce. Clona umístěná před ohniskem je vystavena teplotám okolo 1 200 K, proto musí být vyrobena z materiálů o nízké teplotní roztažnosti. Montáž dalekohledu musí zaručovat přesně udržení clonky před slunečním diskem.

Každý koronograf je konstruován zvlášť podle parametrů daného dalekohledu. Náročnost provedení se promítá ve vysoké ceně koronografu. Proto tímto přístrojem disponují hlavně hvězdárny. Vysoké náklady na cenu vynahradí velmi kvalitní obraz. Lze pořizovat detailní snímky chromosféry na okraji disku. Kvalita obrazu je ovlivněna pouze chvěním atmosféry, proto se koronografy používají na vysokohorských observatořích, kde je seeing menší než v níže položených oblastech.

Chromosférický dalekohled s H-alfa filtrem

Chromosférický dalekohled částí navazuje na konstrukci koronografu. Před objektiv je umístěn opět energetický filtr, který do dalekohledu propouští pouze červenou oblast ze slunečního spektra. Před okulárem je umístěn úzkopásmový filtr, který má propustnost v okolí čáry H-alfa, tj. 656,3 nm. Technologie výroby filtrů v přesně vymezené propustnosti je náročná. Dalekohledy s H-alfa filtrem patřily pro amatérské astronomy mezi cenově nedostupné. 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. H-alfa dalekohledem lze pozorovat nejen děje na okraji disku (spikule, protuberance), ale i děje na disku samotném (filamenty, erupce, flokulová pole, skvrny).

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.

Při hledání materiálů k pozorování chromosféry jsem zjistil, že systematický návod na pozorování chromosféry v českém jazyce chybí. Na popis postupu pozorování chromosféry jsem narazil u Sluneční sekce Belgické astronomické asociace. 29

Postup zakreslení

Postup pozorování chromosféry vychází z postupu pro pozorování fotosféry.

a) Centrování obrazu Slunce v okuláru.

b) Vypnutím pohonu dalekohledu a pohybem obrazu v okuláru určení směru denního pohybu Slunce z východu směrem k západu.

c) Určení kvality obrazu Q

d) Určení kontrastu obrazu.

Pro pozorování jsou běžné hodnoty W = 2-3, hodnota W = 1 je určena pro pozorování z vysokohorských pozorovacích míst. Při hodnotě W = 4 se pozorování neprovádí kvůli špatným pozorovacím podmínkám.

e) Do protokolu se zakreslí jevy pozorované na disku, tak i jevy pozorované u okraje disku. Zakresluje se struktura 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) Do protokolu uvedeme čas 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.

Vyplnění pozorovacího protokolu

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).

a) Souřadnice nebo místo pozorování

b) Jméno a příjmení pozorovatele

c) Číslo Carringtonovy otočky Slunce (Hvězdářská ročenka)

d) Číslo pozorování (individuální číslování pozorovatele)

e) heliografická délka centrálního meridiánu v čase pozorování

f) heliografická šířka středu disku v pozorovacím čase

g) poziční úhel rotační osy Slunce

Protuberanční číslo

Protuberanční číslo je obdoba Wolfova relativního čísla. Do protokolu se uvádí:

a) Počet jednotlivých struktur e, počítá se protuberance 15″ minut nad povrchem.

b) Počet skupin protuberancí H, do skupiny se počítají protuberance, které jsou k sobě blíže než 5°.

c) Protuberanční číslo, vypočteme podle vztahu

Disk lze rozdělit na dvě části podle výskytu protuberancí.

a) Hlavní zóna – oblast mezi +50° až -50° heliografické šířky. Výskyt protuberancí odpovídá průběhu slunečního cyklu, počet s maximem roste.

b) Polární zóna – oblast mezi +50° až +90° a -50° až -90° heliografické šířky. Výskyt protuberancí předbíhá sluneční cyklus zhruba o 2 roky, první protuberance se vyskytují 2 roky před minimem. Postupně se činnost pohybuje směrem k pólům. Dva roky před maximem cyklu protuberance zmizí, konečná fáze se shoduje s přepólováním magnetického pole.

Klasifikace protuberancí

Existuje několik dělení protuberancí podle vizuálního pozorování: Klasifikace podle Volkera, klasifikace podle Knyseliho a Carrdifská klasifikace. Tyto klasifikace se používají pro zpracování napozorovaných dat amatérskými astronomy. Používaly se i jiné klasifikace, např. Newtonova nebo Severnyho klasifikace 30, které se přestaly používat na základě špatných interpretací jevů v chromosféře.

Volkerova klasifikace protuberancí

Volker roku 1969 klasifikoval protuberance podle výšky nad okrajem disku (malá A, velká B, neobvykle velká C a utržená D) a podle vzhledu (prut S, oblouk B, plocha F). Nevýhodou je nutnost použít tuto klasifikaci na jednotlivé struktury protuberancí. Při velkém počtu protuberancí muže být zpracování výsledků velmi zdlouhavá činnost.

Kniselyho klasifikace protuberancí

Kniselyho klasifikace dělí protuberance podle průběhu na protuberance klidné a protuberance aktivní.

I. Klidné protuberance: A – živý plot; B – závěs, plamen, vějíř; C – oblouk, plošinový oblouk; D – čepice, nepravidelný oblouk, fragment; E – odtržená eruptivní protuberance.

II. Aktivní protuberance: F – eruptivní protuberance; G – vzdmutí; H -sprej; I – eruptivní smyčka.

Cardiffská klasifikace protuberancí

Tato klasifikace vznikla na základě pozorování chromosféry na univerzitě v Cardiffu 30. Vychází z tvarů pozorovaných protuberancí. Třírozměrná protuberance se při pozorování promítá na dvourozměrnou plochu. Protuberance ovšem vidíme pouze z jedné strany. Během delšího pozorování muže vlivem rotace Slunce dojít ke změně perspektivy a protuberance může změnit tvar. Většinou chromosféru pozorujeme kratší dobu (do 10 minut). Při delším pozorování je lepší vytvořit nový pozorovací protokol s novou kresbou.

Výška protuberance

Základní dělení protuberancí podle výšky na okrajem slunečního disku je uvedeno v klasifikaci protuberancí podle Volkera. Pokud se při pozorování provádíme zákres protuberancí, je možné přesněji určit výšku protuberance. Rozdělení protuberancí podle výšky h se určuje podle násobků průměru Slunce = 1 391 980 km

a) malá protuberance (s) nižší než 1 461 579 km

b) velká protuberance (l) mezi 1 461 579 km

c) neobvykle velká protuberance (xl) nad 1 600 777 km

Pokud protuberance překoná vzdálenost 50 000 km za 48 hodin, jedná se o eruptivní protuberanci.

Délka filamentu

Z délky filamentu na slunečním disku lze určit, zda se jedná o filament klidný nebo aktivní. Filamenty kratší než 15° se označují jako klidné, neočekává se u nich zvýšená aktivita. Filamenty delší než 15° se označujeme jako aktivní. Dlouhý filament se může vlivem magnetického pole roztrhnout. Při zjišťování délky filamentu se musí vzít v úvahu zkreslení vzdáleností směrem k okraji slunečního disku.

Vyplnění pozorovacího protokolu pro chromosféru je totožně s vyplněním protokolu pro fotosféru.