mgr Monika Chudy (monika@moa.home.pl)

mgr inż. Łukasz Maślaniec (lukasz@moa.home.pl)

Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach

W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna o średnicy 0.5º.

Średnia odległość Ziemia – Słońce równa jest 149600000 km.

Znając te dwie wielkości można obliczyć średnicę Słońca (1 392 000 km).

W XVII wieku zauważono, że Słońce obraca się wokół własnej osi w okresie około 28 dni, wirując w tym samym kierunku co Ziemia – z zachodu na wschód.

Nie jest ono bryłą sztywną i jego części obracają się w różnym czasie w zależności od położenia względem równika słonecznego. Wolniej w okresie 31 dni – obracają się punkty w pobliżu biegunów, w pobliżu równika w okresie 27 dni.

Obserwacje Słońca wiążą się z niebezpieczeństwem

trwałego uszkodzenia wzroku, należy się zatem właściwie zabezpieczyć

przed jego światłem.

Bezpieczne obserwacje tarczy słonecznej

prowadzimy metodą projekcji ekranowej lub z zastosowaniem filtra

słonecznego.

Kompletujemy potrzebny sprzęt:

• Web kamerka z matrycą CCD

• Pierścień redukcyjny do połączenia kamery z obiektywem

• Obiektyw fotograficzny bądź teleskop

• Statyw fotograficzny lub statyw z montażem paralaktycznym

• Komputer

+ +

Obiektyw fotograficzny

Pierścień redukcyjny do połączenia kamery

z obiektywem (w naszym przypadku gwint kamery

na gwint M42)

Kamerka internetowa

Teleobiektyw Pentacon f=500mm + web kamerka Philips ToUcam Pro 840k

Długość ogniskowej obiektywu dobieramy stosownie do planowanych obserwacji. Pamiętamy im ona jest dłuższa tym mniejszym polem widzenia dysponujemy.

Ogniskowa

[mm]

Pole widzenia

[°]

35 63

50 46

105 23

300 8

500 5

1000 2,5

W tabeli obok zamieszczono pole widzenia dla najpopularniejszych ogniskowych obiektywów

fotograficznych.

Pamiętajmy jednak ze podane wartości odnoszą się do klatki filmowej o wymiarach 36x24 mm, podczas gdy matryca CCD ma mniejsze rozmiary. W przypadku kamerki

Philips ToUcam Pro 840k jest to 4,6 x 3,97mm.

W naszym przypadku dla ogniskowej 500m uzyskaliśmy pole widzenia równe 0,5 stopnia

a dla obiektywu 1000mm 16 minut.

Statyw fotograficzny z głowicą fotograficzną

Statyw z montażem paralaktycznym

Ostrość – zazwyczaj przy obserwacjach nieba z wykorzystaniem obiektywów fotograficznych wystarczy ustawić nieskończoność

Przysłona – reguluje ilość wpadającego światła, np. wartość przysłony równa 2 oznacza dla pokazanego na zdjęciach obiektywu maksymalnie otwartą przysłonę (do obiektywu wpada maksymalna ilość światła), wartość 16 określa maksymalnie przymkniętą przysłonę (do obiektywu wpada minimum światła)

Przykładowe wartości przysłony: 2 5,6 1,6

Do obserwacji Słońca NIEZBĘDNY jest filtr, który osłabi światło do bezpiecznego poziomu i nie

spowoduje uszkodzenia sprzętu

Alternatywą do drogich filtrów fotograficznych jest jego samodzielne wykonanie z folii Baader Planetarium

Filtr nie służy do wizualnych obserwacji Słońca!!! Nieprawidłowe wykonanie może spowodować

uszkodzenie kamerki!!!

Folia Baader Planetarium jest dostępna w sklepachze sprzętem astronomicznym, fotograficznym.

Sprzedawana jest rulonach bądź konfekcjonowana.

Do wykonania zużyjemy dowolny rozbieralny filtr optyczny pasujący

do naszego obiektywu. Wykorzystamy z niego obręcze.

Wykręcamy wewnętrzny pierścień i usuwamy z niego oryginalne szkło.

Z wcześniej zakupionej folii Baader wycinamy okrąg o średnicy umożliwiającej umieszczenie go w metalowej obsadzie. Pierścień wykonany z twardego kartonu ułatwi umieszczenie folii

w oprawce.

Tak przygotowany element umieszczamy w miejscu oryginalnego

szkła, a następnie skręcamy pierścienie.

Statyw z montażem paralaktycznym i prowadzeniem, Teleobiektyw

MTO-1000/10, Kamerka Philips 840k ToUcam II, Laptop

Program do przechwytywania strumienia wideo z kamery (omówienie na przykładzie programu K3CCDTools)

Program do obróbki cyfrowej (omówienie na przykładzie programu RegiStax)

W nim notujemy:

Datę obserwacji Czas obserwacji Miejsce obserwacji Obiekt obserwacji Osobę obserwującą Metodę obserwacji Dane sprzętu obserwacyjnego Uwagi

1. Wybieramy dogodne miejsce do obserwacji, tak aby nie ograniczały nam widoczności żadne budynki bądź drzewa.

2. Rozkładamy statyw, przykręcamy obiektyw, ale nie kierujemy go na Słońce.

3. Zakładamy filtr. 4. Przykręcamy kamerkę.5. Podłączamy komputer, wpinamy „stosowne kabelki”.6. Sprawdzamy wszystko, szczególnie poprawne

zamontowanie filtru!7. Uruchamiamy oprogramowanie do kamerki.8. Kierujemy obiektyw na Słońce.

Program K3CCDTools Okno główne

programu

Okno podglądu obrazu z kamerki

Przycisk włączania/wyłącznia

podglądu obrazu z kamerki

Mam włączony podgląd ale wciąż nie mam obrazu…..

Wybieramy sterownik odpowiedzialny za

przechwytywanie obrazu

W oknie „Video Source…” wybieramy urządzenie z którego będzie

przechwytywany obraz. (W naszym przypadku Philips ToUcam Pro)

Dalej nic…..A może po prostu obraz jest zbyt ciemny?

Na pasku narzędziowym znajduje się skrót

umożliwiający otwarcie okna „video source”

Wyłączamy tryb auto

Czas naświetlania

Wzmocnienie

Manipulując czasem naświetlania oraz wzmocnieniem ustawiamy takie parametry aby uzyskać jak

najlepszy obraz.

Zanim zaczniemy……

…warto zajrzeć do opcji.

Ustawiamy katalog w którym zostaną zapisane

przechwycone klatki

Ustawiamy nazwy zapisywanych plików

Przechwytujemy obraz z kamerki

Wybieramy liczbę klatek jaka ma być

przechwyconaw ciągu sekundy –

wartość zalecana to 5 klatek na sekundę

Rejestrujemy serię klatek do pliku avi (np. 300) Klawiszem ESC przerywamy proces.

Oczywiście można też każdą klatkę zapisać osobno jako bitmapę, ale dużo praktyczniejsze

jest przechowywanie ich w jednym pliku.

To jeszcze nie wszystko…

Dodatkowo oprócz serii klatek zawierających obraz obserwowanego obiektu ( w naszym przypadku plam słonecznych) powinniśmy wykonać:

•Ciemną klatkę (dark frame) – wykonujemy ją z całkowicie zasłoniętym obiektywem w tych samych warunkach co prowadzone obserwacje. W czasie obróbki cyfrowej odejmiemy ją aby zminimalizować szumy związane prądem ciemnym oraz gorące piksele.

•Płaskie pole (Flat field) – wykonujemy je rejestrując obraz jednorodnie oświetlonego pola (np. niebo wieczorne), podczas obróbki dokonamy dzielenia przez nie, celem usunięcia szumu związanego z nierówną czułością pikseli.

W obu przypadkach podobnie jak dla wcześniejszych obserwacjiDokonujemy rejestracji serii klatek (np. 100)

Obróbka materiałów uzyskanych w czasie obserwacji zostanie pokazana na przykładzie

programu RegiStax

Tworzymy ciemną klatkę i płaskie pole

Klikamy przycisk „select”

Wybieramy plik zawierający ciemne klatki

Z menu Flat/Dark wybieramy „Create Darkframe”

Kiedy program zakończy obliczenia zapisujemy ich wynik jak bitmapę W analogiczny sposób wykonujemy

„płaskie pole” tylko w tym przypadku wybieramy z menu „Create Flatfield”

Obróbka materiału zarejestrowanego w czasie obserwacji

Wczytujemy wcześniej

przygotowaną „ciemną klatkę” i „płaskie pole”

Zaznaczamy ich wykorzystanie

podczas obliczeń

Wczytujemy plik zawierający zdjęcia naszego obiektu obserwacji (w naszym

przypadku jest to Słońce)

Posługując się suwakiem możemy przeglądać

wszystkie klatki.Wybieramy najlepszą z nich

Wybieramy wielkość obszaru na podstawie którego nastąpi

wyrównanie klatek

Wybieramy metodę wyrównywania klatek

np. gradientową

Na klatce zaznaczamy obiekt zawierający szczegóły

(w naszym przypadku jest to plama słoneczna). Należy pamiętać aby zaznaczony

obszar był na tyle duży aby wybrany obiekt nie znalazł się

na żadnej klatce poza nim

Wciskamy przycisk „Align”

a następnie „Limit

Wciskamy przycisk „Optymalize&Stack”

Na początku można skorzystać z zalecanych przez program

ustawień FFT. Jeśli jednak nie dają one oczekiwanych wyników zachęcam do próby manualnego

ustawienia filtra FFT

Aby poprawić uzyskane zdjęcie możemy posłużyć się

narzędziami powszechnie spotykanymi w programach

graficznych.

Suwaki poszczególnych

warstw ustawiamy tak aby uzyskać jak najlepszy efekt

Na koniec wciskamy „Do All”

Ostatnia zakładka „Final” na niej

możemy dokonać ostatnich poprawek. Obróbkę kończymy

zapisując wynik naszych działań

przyciskiem „Save image”

Przejawem aktywności Słońca są plamy, protuberancje, rozbłyski chromosferyczne.

Plamy znane były w starożytności, wspominano o nich w kronikach chińskich, informowali o nich angielscy marynarze i staroruscy kronikarze.

Plamy to obserwowane w fotosferze słonecznej ciemne obszary o rozmiarach od kilkunastu do 100 000 km i czasie życia od kilkunastu dni do kilku miesięcy.

Środkowa część plamy zwana cieniem (umbra) i otoczona półcieniem (penumbra) jest to około 1500oC chłodniejsza od otaczającej ją fotosfery (dlatego plamy wydają się ciemniejsze mimo wysokiej temperatury).

Pola magnetyczne związane z plamami – pary plam zawsze wykazują przeciwne biegunowości.

Grupy plam pojawiają się nagle. Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba plam maleje.

W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat. Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893).

Plamy słoneczne otoczone są tzw. pochodniami fotosferycznymi – pochodnie są jaśniejsze a plamy ciemniejsze od niezakłóconej fotosfery (tzn. to, że pochodnie mają wyższą temperaturę od obszarów przyległych)

Pochodnie pojawiają się na kilka tygodni przed powstaniem plamy, czas ich życia przekracza nawet o kilka miesięcy żywotność plamy.

Naukowcy przypuszczają że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa

Czy to przez liczbę plam lub grup zmienia się aktywność słoneczna? Obie własności – grup i plam - złączył w jedno Rudolf Wolf (1816 – 1893)

Na podstawie obserwacji plam słonecznych udokumentowanych od roku 1700 można mówić o 11 – letniej a ściślej o 11,3 – letnim cyklu aktywności słonecznej

Ostatnie minimum – 1996 rok. Maksimum – 2001 rok – przeciągnęło się do 2002 roku.

Szwajcarski astronom Całe życie poświęcił badaniu

cyklicznych zmian aktywności słonecznej i jej związków z ziemskim magnetyzmem

Naukowcy przypuszczają, że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa

Jest miarą aktywności Słońca i obliczamy ją w następujący sposób:

WW = (10 = (10gg + + pp))kk

gdzie:g - to liczba grup plam p - liczba plamk - jest współczynnikiem pozwalającym na porównanie wyników uzyskanych

przez różnych obserwatorów

Grupy plam pojawiają się nagle Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich

otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba

plam maleje. W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się

waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat.

Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893)

Liczba grupg = 1Liczba plamp = 37

g=1p=37

Liczba grupg = 7Liczba plamp = 7

Liczba WolfaW = 77

g=1p=1

g=2p=2

g=2p=2

g=2p=2

Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych

fotografii i filmów, po bardziej zaawansowanefotografii i filmów, po bardziej zaawansowane np. animacje życia plamy słonecznej. np. animacje życia plamy słonecznej.

Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji przez młodzież ma duże walory poznawczeprzez młodzież ma duże walory poznawcze

i dydaktyczne. i dydaktyczne.

Zachęcamy wszystkich do własnych Zachęcamy wszystkich do własnych eksperymentóweksperymentów.

Na koniec kilka zdjęć jakich udało nam się wykonać w czasie naszych obserwacji.

f = 1000mm

f = 500 mm