(K.Szatkowski)  obserwator Słońca

Obserwacje Słońca prowadzę przy użyciu lunety (refraktora) - 70/457 mm, pow. 60 x z zastosowaniem metody projekcji okularowej. Metoda projekcji okularowej polega na zebraniu nie filtrowanego światła słonecznego przez teleskop i rzutowaniu go na ekran. 

Głównym problemem w tej metodzie jest ogrzewanie się soczewki bądź lustra oraz okularu przez gorące powietrze biegnące w ścieżce między obiektywem a okularem. Refraktory czyli lunety soczewkowe są zwykle preferowane do takich obserwacji chyba, że reflektor - teleskop posiada specjalną budowę, czyli jest specjalnie zaprojektowany do słonecznych obserwacji. Jak wiadomo refraktor posiada z jednej strony soczewkę a z drugiej jego budowa zakończona jest okularem. Chociaż kolumna powietrza w jego rurze podgrzewa się podczas obserwacji Słońca istnieje mała szansa niespokojnej wymiany z powietrzem na zewnątrz. Z newtonowskim reflektorem jest inna sprawa. Jego tubus jest otwarty u góry i rozgrzana kolumna powietrza szybko przechodzi wymianę gorąca z zewnętrznym powietrzem. Także wtórne lustro znajdujące się w sąsiedztwie punktu skupiającego pozostaje bardzo gorące. To gorąco powoduje zmiany w optycznym kształcie lustra co w rezultacie prowadzi do pogorszenia obrazu. W obu typach instrumentów punkt skupiający pozostaje i tak bardzo gorący. Dlatego podczas takich obserwacji należy stosować przerwy mające na celu wychłodzenie się optyki. Reflektory ogólnie mają wyższy ogniskowy stosunek niż refraktory ( reflektory w przybliżeniu 1:4 do 1:8. refraktory 1:10 do 1:15 ) dlatego intensywność oświetlenia i w konsekwencji, ogrzewanie w punkcie skupiającym jest bardziej większe w reflektorach niż w refraktorach. W innych systemach takich jak Cassegraina , Schmidtta-Cassegraina i Maksutowa stosowane są często plastyczne komponenty, które są zlokalizowane na ścieżce promieni słonecznych, które łatwo mogą je stopić. Użycie zatem takich teleskopów do metody projekcji okularowej nie jest zalecane.

Rzutowanie obrazu tarczy słonecznej na ekran umożliwia obserwatorom, zobaczyć plamy słoneczne i pochodnie w absolutnie bezpieczny sposób. Jest to najprostsza metod obserwacji. Do obserwacji Słońca metodą projekcji, najlepiej stosować okulary typu Huygensa, Miitenzweya lub Ramsdena. Mocowanie ekranu przy lunecie powinno być dość solidne. Będzie się przecież na nim zaznaczać pozycję plam oraz rysować ich kształt. Komercyjne teleskopy są zaopatrywane w ekran słoneczny. Jednak ich mocowanie pozostawia wiele do życzenia. Kompletny ekran jest przymocowany do rury teleskopu za pomocą specjalnych uchwytów.

Sam ekran najlepiej jak wykonany jest z lekkiego materiału np. aluminium. Na jego powierzchni mocuje się kartę z wcześnie narysowaną średnicą obserwowanej tarczy słonecznej. Do ekranu można ją przytwierdzić za pomocą spinaczy biurowych lub pinezek.

Bardzo ważną rzeczą jest to aby sam ekran projekcyjny był ustawiony pod kątem prostym do osi optycznej lunety - inaczej rzutowany obraz będzie zniekształcony a co za tym idzie wykonana obserwacja będzie bardzo niedokładna. Innym szkodliwym czynnikiem wpływającym na jakość samej obserwacji jest tzw. światło rozproszone. W tym celu należy wykonać coś na wzór kamery projekcyjnej - skrzynki lub walca osłaniającego nasz ekran projekcyjny. Obraz staje się wtedy bardziej kontrastowy, uwidaczniając bardziej szczegóły na powierzchni Słońca - pola pochodni, cienie plam i samo pociemnienie brzegowe. Dla teleskopów ze średnicami obiektywów od 5 do 10 cm zalecane są rzutowane średnice 11 cm, zaś dla teleskopów 12,5 cm i większych rzutowany obraz Słońca powinien mieć średnicę 15 cm . Aby nasze szkice były dokładne należy pamiętać o ustawieniu odpowiedniej odległości między ekranem a okularem wynikającej za zmian położeń rocznych Ziemi na orbicie wokółsłonecznej ( rzeczywista wielkość Słońca).

Najlepszym czasem do obserwacji słonecznych są godziny od 1.5-3 godzin po wschodzie i 1-3 godzin przed zachodem naszej Gwiazdy Dziennej. Wtedy atmosfera bywa najspokojniejsza.

Należy unikać obserwacji z okna domu (niebezpieczeństwo spalenia firanek), a w przypadku tarasu zamykać drzwi wejściowe do pomieszczenia podczas obserwacji. Ma to na celu zmniejszenie turbulencji atmosferycznych. Nie wolno próbować bezpośrednio obserwować Słońca przez okular z założonym jakimkolwiek ciemnym filtrem! Filtr bardzo szybko nagrzeje się i pęknie, co grozi poważnym uszkodzeniem oka. Podczas obserwacji Słońca w projekcji przez okular stosować należy przerwy mające na celu wystudzenie optyki okularu.

*  *  *

Swoje pierwsze obserwacje Słońca rozpocząłem w roku 1993. Był to okres kiedy powoli dobiegał końca 22 cykl aktywności słonecznej. ( Rmax – 1989 – R=160,8 , Rmin – 1996 – R=8,9 ). Istnieje wiele zjawisk fotosferycznych widocznych w świetle białym , które może obserwować każdy miłośnik astronomii. Obserwacje Słońca prowadzę za pomocą tzw. ekranu słonecznego , umieszczonego w odpowiedniej odległości za okularem. Przy tym sposobie , luneta ( teleskop ) zaopatrzona jest w pręt , do którego przymocowany jest ekran ( kawałek tektury lub innego materiału o białym kolorze ). Prowadzenie na wysokim poziomie obserwacji Słońca wymaga od obserwatora ciągłego monitoringu wyników własnych obserwacji w celu wyeliminowania zaistniałych niedociągnięć.

Co zatem można dostrzec na Słońcu za pomocą  65 mm lunety ?.

Są to plamy słoneczne ,widzialne czasami nawet gołym okiem , pochodnie (jaśniejsze niż fotosfera ) oraz granuleprzypominające gotujące się ziarna ryżu. W dużych plamach rozróżnić można na ogół czarny cień otoczony jaśniejszym półcieniem. Wskutek kontrastu z oślepiająco jasną fotosferą plamy wydają się bardzo ciemne , jednak w rzeczywistości świecą one jasno , gdyż temperatura ich jest wysoka ( 4300 – 4700 K). Plamy często osiągają rozmiary kątowe ok. 2’ , tj. 90 000 km ( a więc 7 razy większe od  średnicy Ziemi ). Przemieszczają się ze wschodniego brzegu Słońca ku zachodniemu , ujawniając tym samym obrót Słońca dookoła jego osi. Liczba plam , jak również względna wielkość zajmowanej przez nie powierzchni , stanowi charakterystykę aktywności słonecznej. Granule – bardzo nietrwałe twory świetlne , kształtu owalnego , pokrywają całą fotosferę jak gdyby ziarnistą siatką ( granulacja ). Przeciętnie mają 100 km. Temperatura granul jest średnio około 200 K wyższa od średniej temp. fotosfery , a jasność ich – ok. 30% większa. Pochodnie , mają postać włókien różnego kształtu około 1,5 raza jaśniejszych niż fotosfera . Dobrze widoczne są blisko brzegu tarczy , są też widoczne doskonale w świetle białym. Pochodnie znajdują się ponad granulami i zazwyczaj otaczają plamy. Można też je zauważyć poza plamami co następuje przed tworzeniem się lub po zniknięciu plam w tej okolicy. Plamy , pochodnie i pola pochodni stanowią obszary zwiększonej aktywności słonecznej i podlegają prawu 11-letniej okresowości.

Ruchome plamy

Na podstawie ruchu plam słonecznych oraz obserwacji innych szczegółów powierzchni Słońca stwierdzono , że Słońce nie obraca się jak ciało sztywne . Poszczególne fragmenty jego powierzchni poruszają się z różną prędkością . Najszybszy jest obrót w strefie równikowej – 25d,38. Na szerokości 15° czas pełnego obrotu wynosi 25d,50 , na szerokości 30° - 26d,53 , na szerokości 60° - 31d,0 , a  w pobliżu bieguna około 35d,0.  W 1844 roku niemiecki miłośnik astronomii aptekarz S. Schwabe odkrył periodyczność występowania plam na Słońcu. Średnio co 11,13 lat występuje maksimum liczby plam słonecznych. Odstępy czasu pomiędzy kolejnymi maksimami wynoszą od 7,3 do 17,1 lat. Już dawno stwierdzono , że plamy pojawiają się nie na całej powierzchni Słońca. Na początku każdego nowego cyklu plamy pojawiają się często parami po obu stronach równika , na szerokościach heliograficznych około ± 35°, przy czym na północnej półkuli Słońca pierwsza z plam każdej pary jest plamą z biegunem magnetycznym północnym , a druga z południowym. Plamy każdego rozpoczynającego się jedenastoletniego cyklu dostrzegamy najpierw z dala od równika. Ze wzrostem liczby plam zbliżają się one ku równikowi (prawo Spőrera) nie przekraczając jednak na ogół ±  6 ° szerokości heliograficznej . W pobliżu minimum plamy zanikają. Największa ich liczba pojawia się koło ± 16°. W następnym cyklu plamy znowu rozkładają się w pasie ±  35 ° szerokości heliograficznej . Zatem można zauważyć , że pełny okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 22 lata (cykl magnetyczny). Pojawienie się grup plam słonecznych jest związane ze zjawiskiem pochodni , rozbłysków . Rozwój tych zjawisk ma różne tempo i różną aktywność dla każdego obszaru . Plama rozwija się w obszarze pomiędzy granulami . Dokładny czas jej powstania jest trudny do podania. Bardzo duże plamy powodują pewne problemy w wyznaczaniu liczby Wolfa. Zdarza się , że półcień zawiera wiele cieni.Wykonana obserwacja Słońca wymaga opracowania na odpowiednim arkuszu sprawozdawczym. Podaje się tu czas obserwacji ( UT ) , liczbę Wolfa – R =k ( 10 g + f ) – gdzie g  jest ilością grup plam słonecznych na Słońcu i f całkowitą ilością plam we wszystkich grupach. W arkuszu znajduje się wartość kwalifikacyjna CV – wartość ta to liczba z zakresu od 1 do 60 przyporządkowana każdej odrębnej klasie wg systemu McIntosha. Czynnik CV jest powiązany z zaawansowaniem aktywności plamotwórczej samej grupy i jego wyznaczenie pokazuje wysokie powiązanie z innymi współczynnikami aktywności Słońca. Widoczność podczas obserwacji to bardzo ważny czynnik , który bezpośrednio wpływa na jakość obrazu tarczy słonecznej. Tutaj kieruje się określeniem ostrości obrazu ( widoczność struktury granulacji ). Określając powierzchnię grup plam słonecznych posługuje się specjalnym do tych celów szablonem. Są to zestawy kółek gdzie średnica szkicu plamy 5 mm na ekranie o średnicy 200 mm ( tarcza słoneczna ) odpowiada 625 mln km². Raport z miesięcznych obserwacji zawiera także dzienną liczbę z nasilenia pochodni fotosferycznych. Nasilenie pochodni fotosferycznych F określa się osobno dla każdej z czterech ćwiartek tarczy Słońca otrzymanych z przecięcia równika i południka środkowego. Jest to specjalna skala świadcząca o pokryciu danej z ćwiartek przez ilość pochodni. Bardzo ważną daną są pomiary heliograficznych pozycji plam słonecznych , pochodni itp. , które zapewniają informacje o tym co się pojawia na Słońcu i gdzie. Używając lunety z montażem paralaktycznym lub azymutalnym można prowadzić te pomiary stanowiące jedną z dłuższych części codziennych obserwacji.

Wspaniała różnorodność

Wyznaczanie pozycji plam ma wiele zalet. Znając położenie danej grupy możliwa jest jej identyfikacja następnego dnia albo w ciągu kolejnego obrotu Słońca. Stosuje się do tego szkic obserwacyjny , który wykorzystywany jest do określania pozycji plam przy użyciu do tego skonstruowanych siatek ortograficznych lub wykonuje się to bardziej wyszukaną metodą komputerową. Oprócz metody projekcji okularowej stosuje także do obserwacji bardzo ciemne ( słoneczne ) filtry okularowe , a od ponad roku specjalny filtr obiektywowy o nazwie MYLAR. Jest to cienka i bardzo delikatna folia , pokryta warstwą aluminium. Przepuszcza od 0,1 do 0,01 % światła słonecznego. Zapobiega to nagrzewaniu się optyki i redukuje w znacznym stopniu działanie promieniowania UV. Folię Mylar nakładam na otwór wejściowy teleskopu. Zastosowanie tego filtra umożliwia mi obserwację Słońca przy użyciu różnych powiększeń. Obraz widziany w okularze teleskopu prezentuje wspaniałą różnorodność tworów fotosfery. Dzięki zastosowaniu tego filtra możliwa staje się bardziej szczegółowa obserwacja granulacji. Pochodnie fotosferyczne dostrzec można na około 60 % powierzchni tarczy słonecznej. Jednak najbardziej absorbuje oko potęga i struktura plam słonecznych. Wykorzystanie filtru Mylar umożliwia obserwacje takich struktur jak świetlne mosty ( tzw. Light – Bridges ) , które przechodzą nad plamami. Powoduje to złudzenie że plama dzieli się na dwie części lub że półcień oddziela się od umbry. Filtr Mylar daje również możliwość obserwacji tak rzadkich zjawisk jak wewnętrzne jasne pierścienie występujące w plamach z półcieniami oraz fragmenty powierzchni wolne od granulacji.

Podsumowując chciałbym zaznaczyć , że mając do dyspozycji jakikolwiek sprzęt optyczny ( luneta , teleskop ), można się pokusić o prowadzenie obserwacji naszej gwiazdy dziennej. Każdego dnia na jej powierzchni zachodzą zmiany świadczące o jej aktywności. Wykorzystując opisane metody i filtry można przyczynić się w znaczny sposób do poznania procesów zachodzących na Słońcu a co za tym idzie uczestniczyć w badaniach , które są zajęciem niezwykle potrzebnym.

PAMIĘTAJ:

NIGDY NIE PATRZ WPROST W SŁOŃCE BEZ ODPOWIEDNIEJ OCHRONY OCZU - MOŻESZ OŚLEPNĄĆ W CIĄGU KILKU SEKUND!

JEŻELI NIE JESTEŚ PROFESJONALNYM OBSERWATOREM SŁOŃCA, OBSERWUJ JE WYŁĄCZNIE METODĄ PROJEKCYJNĄ CZYLI RZUTUJĄC OBRAZ SŁOŃCA NA EKRAN.

NIGDY NIE OBSERWUJ BEZPOŚREDNIO SŁOŃCA PRZEZ TELESKOP, LORNETKĘ LUB INNY INSTRUMENT OPTYCZNY, NAWET JEŚLI SĄ ONE WYPOSAŻONE W JAKIŚ FILTR. TAKIE OBSERWACJE MOGĄ ROBIĆ TYLKO DOŚWIADCZENI ASTRONOMOWIE POSIADAJĄCY ODPOWIEDNI SPRZĘT.

NAWET JEŚLI JESTEŚ WYTRAWNYM OBSERWATOREM SŁOŃCA I STOSUJESZ FILTRY, ZAWSZE UPEWNIJ SIĘ, ŻE DO OCHRONY SWYCH OCZU UŻYWASZ WŁAŚCIWYCH FILTRÓW OPTYCZNYCH.