POZOROVÁNÍ ÚPLNÉHO ZATMĚNÍ SLUNCE 2001

Transkript

1 POZOROVÁNÍ ÚPLNÉHO ZATMĚNÍ SLUNCE 2001 Eva Marková (1), Ladislav Křivský (1), Marcel Bělík (1), Miloslav Druckmuller (2) (1) Hvězdárna v Úpici, U lipek 160, Úpice (2) VUT Brno Abstrakt Úvod Úplné zatmění Slunce poskytuje stále ještě jedinečnou a v mnoha případech jedinou možnost, jak pozorovat některé jevy probíhající ve sluneční koróně. Pracovníci úpické hvězdárny měli příležitost využít pozvání angolské vlády k pozorování úplného zatmění Slunce 21. června 2001 z Angoly. Během zamění byly získány velmi kvalitní snímky sluneční koróny. Tyto snímky jsou zpracovány moderními matematickými postupy zpracování. V práci jsou ukázány první výsledky zpracování tohoto zatmění. Pozorovací stanoviště Zatmění bylo pozorovánu z areálu naftařské školy a internátu ESSO nedaleko městečka Sumbe (Ngunza), asi 300 km jižně od Luandy. Poloha 15 km východně od pobřeží Atlantického oceánu zajišťovala odstranění negativního vlivu pobřeží na počasí (obr. 1). Obr. 1 Mapa Angoly s vyznačeným pozorovacího místa Okolní zelený porost zajišťoval optimální pozorovací podmínky zmenšením seeingu. Technické vybavení dílen umožnilo provést opravy poškození některých přístrojů po dopravě. Souřadnice pozorovacího místa byly 11 o 7 29 jižní šířky a 3 o východní délky. Nadmořská výška byla 168 m.n.m (určeno GPS Magellan 3000). Úplná fáze zatmění zde trvala od 12:36:34 UT do 12:41:10 UT, tedy 4 min 36 s. Prováděné experimenty Během zatmění byly prováděny experimenty zaměřené zejména na studium struktury a dynamiky sluneční koróny. Jednalo se zejména o: Fotografie bílé koróny objektivy s ohnisky 105, 500, 1100 a 1875 mm Fotografie bílé koróny digitálním fotoaparátem Olympus Camedia C2100 Snímání průběhu zatmění digitální videokamerou SONY VCR DX-1000E Dále byly prováděny následující experimenty: Fotografie polarizace bílé koróny (prováděla skupina z AU AV ČR a Hvězdárny Vlašim) Vizuální pozorování (pracovník Hvězdárny a planetária M. Koperníka v Brně) Meteorologické měření Snímkování dalekohledem Mertz II (průměr 100 mm, ohnisko1875 mm) bylo prováděno na barevný diapozitivní film 6x7,5 KODAK E100S. Fotografické tělo bylo použito PENTAX 67II, expoziční časy 1/1000 s a ž 4 s. Dalekohled byl uložen mimoosově. Obraz slunce byl na objektiv vrhán pomocí siderostatu s pohonem upraveným pro korekci pohybu Slunce (obr. 2).

2 Obr. 2 Dalekohled Mertz II zaostřování a ustavování Dále bylo zatmění fotografováno teleobjektivy MTO 1000 a Rubinnar 500 a objektivem o ohnisku 105 mm. Tyto experimenty jsou prováděny jednak jako bezpečnostní pro případ poruchy na hlavním dalekohledu Mertz II, jednak jsou výsledky používány pro srovnání se snímky získanými na jiných místech stejnými přístroji. Z těchto srovnání je studována zejména velkoškálová dynamika króny. Zatmění bylo snímáno digitálním fotoaparátem Olympus Camedia C2010 Ultra Zoom, který byl umístěn na paralaktické montáži společně s videokamerou. Při ohnisku 70 mm (ekviv. ohnisko 388 mm pro kinofilmový formát) byla pořízena řada expozic 1/800 s 2 s. Objektiv byla cloněn na F/4 a byl nastaven ekvivalent citlivosti filmu 100 ASA. Velikost obrázku byla 1600 x 1200 pix. Snímky digitálním fotoaparátem byly pořizovány zejména z experimentálních důvodů. Cílem bylo vyzkoušet vhodnost použití tohoto média pro záznam tak extrémně jasově nevyrovnaného objektu, jako je sluneční koróna a získat zkušenosti pro použití mnohem kvalitnějších záznamových CCD čipů v budoucnosti. Dalším experimentem bylo snímání celého průběhu úplného zatmění digitální videokamerou. Kamera SONY VCR DX-1000E byla umístěna na společné paralaktické montáži s digitálním fotoaparátem Olympus C2100. Kamerou byl pořízen záznam celé fáze totality s různými expozicemi. Kamera byla vybavena objektivem s ohniskem 59 mm, které bylo 2x prodlouženo. Během zatmění a v kontrolní dny před a po zatmění byl prováděn meteorologický experiment. Byl měřen chod teploty a osvitu během 4 hodin okolo úplné fáze zatmění. Stejný experiment prováděla i pozorovací skupina v Lusace (Zambie). Tento meteorologický experiment slouží ke studiu dynamiky zemské atmosféry v závislosti na změně ohřevu během zatmění. Obr. 3 Meteorologický modul 2

3 První výsledky Určení základní struktury ve sluneční koróně během zatmění 21. června Matematickou metodou adaptivním zpracováním kontrastu byly složeny dva snímky s expozicí ½ s a 4 s. Výsledné struktury útvarů ve sluneční koróně ukazuje obr. 4a Na obrázku 4b je vidět struktura přilbicových paprsků sahajících do velkých vzdáleností koróny. Struktura koróny jeví velmi komplikovaný charakter, a to zejména v oblasti již vyvinutých přílbicových paprsků vyskytujících se nad systémy protuberancí v rovníkových oblastech Slunce. Obr. 4a,b Struktura bílé koróny (a-mertzii, b-digitální fotoaparát) Z pořízených snímků byly získány izofoty (obr. 5) a určena elipticita zploštění koróny. Tento parametr udává tvar sluneční koróny a dle dosavadních představ se tento tvar a tedy i zploštění mění společně ze změnou fáze aktivity slunečního cyklu. Námi zjištěná hodnota zploštění e = 0,165 určuje korónu již mírně zploštělou, tedy odpovídající fázi krátce po vrcholu sluneční aktivity, kdy je koróny prakticky kruhově symetrická. Obr. 3 Průběh izofot Během zatmění a při následném zpracování byla prověřena vhodnost použití digitálních fotoaparátů pro záznam slunečního zatmění. Ukazuje se, že digitální záznam obrazu i tak jasově komplikovaného jako je sluneční koróna je v soušasné době prudkého vývoje CCD čipů velmi progresivní. Při zpracování zárověň odpadají všechny procesy vedoucí k vytvoření výsledného obrazu, či počítačového souboru. Všechny tyto procesy znamenají jistou, a většinou nedefinovatelnou transformaci původního reálného obrazu na obraz výsledný. V případě digitální fotografie jsou tyto procesy zkráceny pouze na záznam na matici prvků s definovanými a měřitelnými vlastnostmi. Kompozici 10 snímků pořízených digitálním fotoaparátem je možno vidět na obr. 4b. Byla zpracována data meteorologických přístrojů do formy vhodné k dalším interpretacím (Západočeská pobočka ČAS p. Šváb a Jiří Hofman) 3

4 Obr. 6 Záznam průběhu teploty a osvitu během zatmění v Angole Modelování sluneční koróny Z mimo-zatměňových snímků koronografu MK3 (MLSO data, 2001) je vytvářena synoptická mapa sluneční koróny, která je podkladem pro vytvoření prostorového modelu sluneční koróny během otočky 1977, kdy nastalo sluneční zatmění. Tato mapa bude základním podkladem pro izolaci a identifikaci jednotlivých koronálních paprsků, vhodných pro další výzkum pohybů v nich (obr. 7) Obr. 7 synoptická mapa sluneční koróny za otočku 1977 Z této synoptické mapy byl vytvořen prostorový model sluneční koróny umožňující poměrně přesně definovat pozici jednotlivých útvarů (obr. 8) Obr. 8 model sluneční koróny za otočku

5 Dynamika koróny Dynamika sluneční koróny je studována dvěma způsoby. První způsob využívá pozorování uskutečněná ze dvou či více míst v pásu totality, vzájemně od sebe vzdálených. Jsou prováděny řezy v osách vybraných paprsků pro určení průběhu jasu v těchto paprscích (Rušin et al., 1994). Toto nám dává informaci o radiální struktuře jednotlivých paprsků. Tato je vzájemně srovnávána a jsou zjišťovány případné změny struktury způsobené dynamickými jevy. Příklad řezu paprskem je na obr. 9 (Bělík a Marková, 2000). Šipkou je označeno místo předpokládané poruchy. Obr. 9 Řez koronálním paprskem Druhá metoda spočívá ve studiu jemné struktury koróny ve vybrané oblasti na základě snímků ze snímků pořízených na jednom pozorovacím místě. Dynamika procesů je pak studována v maloškálovém měřítku. Na obr. 10 je vidět průběh poklesu jasu ve vybraném paprsku s pozičním úhlem 308 o i struktura koróny daná rozložením jasu ve vybrané oblasti. Závěr Pozorování úplného zatmění Slunce v Angole umožnilo pořídit velmi kvalitní záběry sluneční koróny (Marková et al., 2001). Tyto snímky byly digitalizovány a zpracovány. Byl vytvořen model sluneční koróny umožňující orientaci v komplikovaném systému koronálních struktur a umožnit tak přesnou korelaci jevů v koroně s jevy probíhajícími v nižších vrstvách Slunce. Přesná orientace umožňuje zejména studium dynamiky koróny, neboť nám postytuje pohled na odklon jednotlivých paprsků od roviny projekce. To nám umožňuje nejen identifikovat případná překřížení jednotlivých paprsků, vytvářející falešné projevy dynamiky, ale umožňuje nám to zároveň přesněji určovat rychlosti. Na snímcích pořízených během zatmění vykazovala koróna velkou dynamiku. Vzhledem k prováděným srováním dynamiky fotosféra-chromosféra-koróna předpokládáme, že velká část této dynamiky je způsobena maloškálovými energetickými jevy v chromosféře nano a mikroerupce, zjasnění a podobně. Poděkování Závěrem bychom chtěli poděkovat nejen angolské vládě ale i všem sponzorům,díky nimž bylo možno tato pozorování uskutečnit. Expedice byla realizována také díky grantu č. 205/01/0420 GA ČR Literatura Bělík, M. a Marková, E.: Comparison of Coronal Structures on the Long Observation Base; Proc. of the 1st Solar and Space Weather Euroconfernce The Solar Cycle and Terrestrial Climate, Santa Cruz de Tenerife September 2000, ESA, SP-463 (December 2000), 587 5

6 Marková, E., Kotrč, P., Křivský, L., Bělík, M., Dušek, J. and Urban, J.: Total Solar Eclipse 2001 Angola; presented on SOLSPA 2001 Euroconference, Sorento (Italy), September 2001, in press. MLSO data: 2001, daily pictures, research/mlso/ data_archive.html Rušin, V., Marková, E., Bělík, M.: Possible changes in the solar corona during the November 3, 1994 eclipse; NATO Advances Research Workshop "Theoretical and observational problems related to solar eclipse", Sinaia, Romania, 1-5 June 1996, Romanian Astronomical Journal, vol. 6, supplement, 29 6