Observation av solen Handledning ASTA01 Introduktionskurs Ingemar Lundström Institutionen för Astronomi, Lunds Universitet 20 augusti 2007
1 Lab-instruktioner Anmälan sker på listan som sitter på anslagstavlan i korridoren på nedervåningen i Astronomihuset. Observera att anmälan är bindande: blir det observationsväder så förväntas du komma. Observationen utförs på observationsterassen på 3:e våningen i Astronomihuset. Samling sker vid Lundmarksalen. Är du osäker på om vädret är tillräckligt bra så kan du ringa till institutionen: Ingemar Lundström (2227298). Laborationen tar mellan 1 och 2 timmar beroende på väder och antal deltagare. Innan laborationen ska du läsa genom denna handledning samt göra förberedelseuppgifterna som finns längst bak i handledningen. Efter laborationen ska du göra en skriftlig redovisning: dels med egna ord beskriva och förklara de solfenomen som du observerade, dels redovisa förberedelseuppgifterna. Redovisningen ska lämnas in senast två veckor efter laborationen. Regler för hur en labrapport ska se ut finns på http://www.astro.lu.se/education/utb/asta01/solen/labrapport.html Vidare information om laborationen finns på hemsidan. http://www.astro.lu.se/education/utb/asta01/solen/solobs.html Undrar du över något kan du kontakta ansvarig för laborationen: Ingemar Lundström, tel: 2227298, e-mail: ingemar@astro.lu.se 2 Solteleskopet På tredje våningen i Astronomihuset har institutionen inrättat ett solteleskop som används i undervisningen. Med detta kan man studera solen på tre olika sätt: 1. En c:a 40 cm stor solbild projiceras på en vit skärm. Här ser man solen i vitt, d.v.s. icke filtrerat, ljus. Man kan då studera fenomen som uppträder i fotosfären: randfördunklingen, solfläckar, facklor och granulationen (om seeingen är tillräckligt god). 2. Man kan också låta solljuset passera ett Hα-filter. Detta släpper endast igenom ljus i ett snävt våglängdsintervall i eller nära den kraftiga absorptionslinjen Hα. Man kan då observera fenomen som normalt (i vitt ljus) är osynliga på grund av alltför låg kontrast, t.ex. protuberanser. 3. Slutligen kan en c:a 90 mm stor solbild fokuseras på inträdesspalten till en spektrograf. Genom att placera spalten på utvalda delar av solens yta, kan man t.ex. se hur spektrum av en solfläck skiljer sig från det vanliga solspektrum. Solteleskopet består av en 60 cm vridbar planspegel, heliostat-spegeln, som leder ner ljuset längs polaxeln till en fast sekundärspegel som reflekterar ljuset vågrätt in genom en öppning till observationsrummet. Innanför öppningen är ett 25 cm refraktorobjektiv placerat (bild 1). Heliostatspegeln följer solen automatiskt genom att en motor vrider den kring polaxeln. Deklinationen ställs in med hjälp av ytterligare en motor som ändrar vinkeln mellan spegelytan och polaxeln. Båda motorerna manövreras via ett datorprogram (LOST). Efter objektivlinsen reflekteras ljuset i en av de två planspeglarna. Den första av dessa kan, tillsammans med två optiska skenor, fällas ut ur eller in i strålgången, och har till uppgift att reflektera ljuset mot projektionsskärmen eller mot Hα-filtret. Om denna spegel är bortfälld, går ljuset vidare till den andra planspegeln som reflekterar ljuset längs den stålbalk som bär upp spektrografen. För spektrografen och projektionsskärmen används projektionslinser för att förstora upp solbilden till lagom format. Genom vridning av den första planspegeln kan man låta ljuset passera ett smalbandsfilter (en monokromator) med ett passband på c:a 0.5 Ångström, normalt centrerat på vätets Balmerlinje Hα vid 6563 Å. Härigenom kan strålning från denna linje isoleras och kromosfäriska fenomen studeras. Innan Hα-filtret används förs ett värmeblockerande filter in i strålgången eftersom direkt solljus kan skada Hα-filtret. 2
Bild 1. Principskiss över solteleskopet som är inrymt på tredje våningen i Astronomihuset. Hα-filtret består av två delar: ett Fabry-Perot-element som transmitterar ett stort antal smala passband, separerade c:a 20 Å i våglängd, och dels ett dielektriskt tunnskiktsinterferensfilter som separerar ett av passbanden. Passbandets våglängd beror på Fabry- Perot-elementets temperatur. Vid rumstemperatur ligger centrumvåglängden c:a 3 Å kortvågigt om Hα, så att filtret måste värmas upp och hållas vid en konstant arbetstemperatur av c:a 50 C. Det är därför inbyggt i en termostatreglerad ugn. Efter påkoppling tar det omkring 15 minuter för filtret att komma upp i rätt temperatur, varefter man kan börja observera. Filtret är placerat strax före teleskopets primärfokus så att man kan betrakta solen genom filtret med hjälp en TV-kamera. Om ljuset inte faller in vinkelrätt mot filterytorna, så förskjuts transmissionen mot kortare våglängder. Därför måste man justera filtret noggrannt så att reflexen från främre filterytan går tillbaka i strålgången till objektivöppningen. Vid observation genom filtret kan man se hur solen ändrar utseende då man förskjuter passbandet utanför Hα-linjen genom att vrida filtret en aning. Man kan också ändra passbandets våglängd (även mot långvågigt) genom att justera termostatinställningen. Termostaten är graderad så att passbandet förskjuts l Å mot längre (kortare) våglängder, om inställningen ökas (minskas) med 3.0 enheter (OBS! överskrid ej inställningen 9.0!). Tyvärr kan man inte se hela solskivan på en och samma gång genom Hα-filtret. För att komma åt att se olika delar av solen flyttar man solbilden med hjälp av datorprogrammet som reglerar motorerna vid heliostatspegeln. 3
På stålbalken finns en spektrograf med s.k. Littrow-montering. Solbilden, förstorad till 90 mm diameter, fokuseras på spektrografens inträdesspalt. Ljuset från en liten del av solskivan fortsätter genom spalten in i spektrografen. Spalten är placerad i kollimatorlinsens fokalplan så att gittret blir belyst av ett parallellt strålknippe. Diffraktionsgittret verkar som en spegel som reflekterar ljus av olika våglängd i något olika riktningar. Det våglängdsuppdelade ljuset faller därefter tillbaka genom kollimatorlinsen, som nu fungerar som en avbildande lins, och bildar ett fokuserat spektrum bredvid inträdesspalten, där det kan studeras genom ett okular. Ett interferensfilter, placerat omedelbart framför spalten, väljer ut ljus från den gitterordning man vill studera. Våglängdsinställningen görs dels genom att vrida själva gittret (grovinställning), dels genom att förflytta okularet längs spektrum (fininställning). Den aktuella kombinationen av linser och gitter ger en dispersion i spektralfokus på ungefär 1 Å/mm. 3 Observationsförberedelser De flesta av dessa moment utförs normalt av handledaren! 3.1 I datorrummet Slå på datorn: öppna frontluckan, slå till strömbrytaren, stäng frontluckan. Slå till strömbrytarana för SOLTERMINAL och H-ALFAUTRUSTNING. Slå till strömbrytaren för teleskopmotorerna (längst ner i racket). 3.2 På plattformen Öppna regnskyddet på teleskopet. Ta bort spegelskydden till heliostatspegel och sekundärspegel (i den ordningen). Öppna luckan in till observationsrummet. 3.3 I observationsrummet Logga in på datorn, Användare: observer Starta teleskopstyrningsprogrammet LOST. Kontrollera att objektivlinsen är i korrekt position och att luckan med värmefiltret är uppfällt. Kontrollera att armen för direktprojektion är i rätt position och att Hα-filtret är bortvinklat. Ta bort skyddet för planspegeln och skyddet för projektionslinsen. I styrprogrammet klicka p GO TO SUN (F1). Justera vid behov solbilden med hjälp av piltangenterna (på datorskärmen). OBS! Välj tillräckligt stor steglängd! 4 Observationer i vitt ljus Vitt ljus betyder i detta sammanhang att ljuset inte har filtrerats, utan består av ett helt spektrum av våglängder i det visuella området. Vi ser då det tunna skikt där solens atmosfär övergår från att vara ogenomskinlig till att vara nästan helt genomskinlig på kontinuumsvåglängder. Detta skikt i solatmosfären kallas fotosfären och är det vi ser med blotta ögat. Betrakta solbilden på projektionsskärmen! 4.1 Randfördunklingen Solbilden visar en tydlig randfördunkling (eng. limb darkening). För visuella våglängder är ljusstyrkan nära randen mindre än hälften av ljusstyrkan vid centrum. även färgen varierar från solskivans centrum till randen. (Hur?) 4
Randfördunklingen beror på att man vid solskivans mitt ser djupare ner i solens atmosfär än man gör vid solranden. På grund av extinktionen kan man endast se en begränsad sträcka genom solatmosfären. Denna sträcka är ungefär densamma vid randen som vid solskivans mitt. På grund av solens klotform ser man vid randen strålning från ett högre och svalare skikt än vid solskivans mitt. (Hur påverkas ljusstyrkan och färgen av temperaturen?) 4.2 Solfläckar Solfläckarna är i allmänhet det mest påfallande fenomenet på solytan. Sett över en längre tidsperiod kommer solfläckarna vara lokaliserade runt båda sidor om solens ekvator, men det är inte alltid fallet från dag till dag. Hur ser solen ut under laborationen? Rita av de solfläckar och solfläcksgrupper du ser på dagens vitljusbild. En tom bild av solskivan finns sist i handledningen. I större solfläckar kan man se en mörkare kärna, umbran, omgiven av den något ljusare penumbran. (Hur förklarar man den lägre ljusstyrkan i fläckarna jämfört med solytan i övrigt?) Håll utkik efter Wilson-effekten i solfläckar nära randen. Nära solskivans mitt ligger umbran ungefär mitt i solfläckarna. Ute vid solranden blir umbran istället något förskjuten mot den del av fläcken som är närmast solskivans mitt. Förklaringen till Wilson-effekten är de olika opaciteterna i fotosfären, penumbran och umbran. Man observerar ju ner till samma optiska djup överallt, och eftersom opaciteten är minst i umbran kommer en yta som definierar ett konstant optiskt djup att vara sopptallriksformad i en solfläck. Vid solskivans mitt ser vi sopptallriken rakt ovanifrån. Tallriksbotten (umbran) hamnar då mitt i fläcken. Ute vid solskivans kant blir tallriksbotten förskjuten i förhållande till tallrikskanten (penumbrans yttre begränsning) på grund av den geometriska projektionen. 4.3 Ljusa facklor i aktiva områden Kring solfläcksområden nära randen kan man ofta se ljusa mönster, s.k. facklor (eng. faculae). Dessa är områden med starka vertikala magnetfält (hundratals Gauss), dock betydligt svagare än i själva solfläckarna (i umbran c:a 3000 Gauss). Nära randen ser vi relativt högt belägna atmosfärslager och på dessa höjder är det alltså hetare (ljusare) i facklorna än utanför dem. För att lättare se facklorna bör man sakta röra solbilden fram och tillbaka, t.ex. med deklinationsfininställningen. Så kan man också förvissa sig om att det man ser är strukturer på solens yta och inte smuts på projektionsskärmen. 4.4 Granulation Vid god seeing (liten luftoro) kan man se att solytan (även utanför solfläcksområdena) inte är jämnt slät utan grynig. Detta är granulationen. Hela solytan är täckt av ett enormt antal små granuler (typisk diameter c:a 1500 km eller 2 bågsekunder). Granulerna utgör toppen på konvektionsceller strax under fotosfären. Här stiger het gas uppåt, avkyls genom utstrålning, och sjunker sedan ner i områdena mellan granulerna. Konvektionscellernas livslängd är endast 5-10 minuter. För att kunna detaljstudera granulationen måste man ha mycket gynnsamma väderförhållanden, vilket är ovanligt i Lund. 5 Observationer i monokromatiskt ljus: Hα-filtret Fotosfären är ju det skikt där solatmosfären blir genomskinlig på kontinuumsvåglängder. Men fotosfären är fortfarande ogenomskinlig på vissa diskreta våglängder: det är ju därför vi ser absorptionslinjer. Om vi betraktar solen vid en våglängd som motsvarar centrum av en kraftig absorptionslinje så ser vi högre liggande atmosfärslager, det som kallas kromosfären. Här är gasen mycket tunnare än i fotosfären, och magnetfälten spelar därför en avgörande roll. Slå på TV-kameran och monitorn. Justera planspegeln och Hα-filtret så att (en del) av solen syns i monitorn. Ställ först filtret något snett i förhållande till det infallande ljuset, så att passbandet ligger kortvågigt om Hα-linjen, d.v.s. i kontinuet. Det är nu lätt att 5
Tabell 1. Våglängd, identifikation, ekvivalentbredd och effektiv Landé-faktor för de kraftigaste linjerna i bild 2. Atm O 2 betyder att linjen uppkommer genom absorption hos syre i jordens atmosfär, medan övriga linjer härrör från solen. λ 0 (Å) ID EW (må) g eff λ 0 (Å) ID EW (må) g eff 6292.162 Atm O 2 19-6302.000 Atm O 2 23-6292.958 Atm O 2 25-6302.499 Fe I 83 2.500 6295.178 Atm O 2 23-6302.764 Atm O 2 21-6295.960 Atm O 2 24-6305.810 Atm O 2 18-6297.799 Fe I 65 6306.565 Atm O 2 17-6298.457 Atm O 2 22-6309.886 Atm O 2 22-6299.228 Atm O 2+H 2O 30-6310.636 Atm O 2 12-6301.508 Fe I 127 1.667 6311.504 FeI 23 fokusera kameran genom att betrakta den mycket väldefinierade solranden (fotosfären). Även solfläckarna kan ofta ses skarpare och bättre på det här viset än på projektionsskärmen. Justera sedan filtret noggrannt vinkelrätt mot det infallande ljuset så att passbandet sammanfaller med Hα-linjen. Man ser nu att solranden inte längre har någon skarp begränsning, utan är taggig och oregelbunden där kromosfären slutar och koronan tar vid. Taggarna, som har livslängder på c:a 10 minuter, kallas spikuler (eng. spicules), och är gasströmmar som skjuter upp c:a 10000 km över fotosfären. Nära aktiva områden kan man ibland se kraftiga, utskjutande taggar, s.k. surges, som utgörs av eruptiva gasutkastningar. Ofta ser man också utsträckta moln eller bågar av gas som hänger utanför solranden, s.k. protuberanser (eng. prominences). I profil kan man ofta se en detaljerad, trådliknande finstruktur inuti protuberanserna. Inne på solskivan framträder protuberanser i absorption som mörka, trådiga strukturer och kallas då filament. Kring solfläckar kan man vid god seeing se många, fina, trådformade moln som likt en solfjäder breder ut sig från fläckarnas centrum. Dessa fibriller är moln i kromosfären som upplinjeras likt järnfilspån av de magnetiska fälten. De är för låga för att synas i profil vid solranden, utan smälter där ihop till det kromosfäriska bandet som kan ses utanför fotosfären. 6 Observationer av solens spektrum 6.1 Gasrörelser Olika gasvolymer i solatmosfären har olika radialhastigheter och därför olika Dopplerförskjutningar. Fäll bort armen för direktprojektion. Ta bort spegelskyddet till planspegeln p spektrografbalken. Fokusera solbilden på spektrografens inträdesspalt och betrakta spektrum omkring en kraftig spektrallinje, t.ex. Hα (6563 Å) eller Na I D 1 /D 2 (5890/5896 Å). Eftersom inträdesspalten korsar många olika gasvolymer kommer olika delar av samma spektrallinje att vara något Dopplerförskjutna i förhållande till varandra. Detta gör att absorptionslinjen får ett oregelbundet, vingligt utseende, som märks ännu tydligare om man rör solbilden över spalten. I kraftiga spektrallinjer kommer ljuset från kromosfären där de enskilda gasvolymerna är mycket större än i fotosfären. Här blir effekten mycket tydlig. Hos svagare spektrallinjer som bildas djupare ner, nära fotosfären, är effekten inte lika märkbar. Placera solbilden så att spektrografspalten korsar solranden. Studera Hα-linjen. Man kan följa den en bit utanför den fotosfäriska solranden (som definieras av det kontinuerliga spektrums begränsning), där den övergår till att vara en emissionslinje. Detta är strålning från kromosfären, ett relativt tunt (c:a 10000 km) lager mellan fotosfären och solkoronan. Vid en total solförmörkelse, då månen precis förmörkar fotosfären, syns kromosfären som ett rött band (färgat av Hα-emissionen), varav den har fått sitt namn (grek. färg). 6
Bild 2. Solspektrum kring 6300 Å med omväxlande sollinjer och telluriska linjer. I tabell 1 ovan identifieras de flesta av dessa spektrallinjer. 6.2 Magnetfält Placera en solfläck på inträdesspalten och studera hur spektrallinjer ändras i fläckarna. Många linjer blir bredare inuti fläckarna, oftast beroende på att de splittras upp i flera linjekomponenter på grund av de starka magnetfälten (omkring 3000 Gauss i solfläckarnas umbror). Det är detta som kallas Zeeman-effekten. Olika linjer har olika känslighet och somliga linjer påverkas inte alls. Särskilt känsliga är linjerna från neutralt järn (Fe I) vid 524.0 nm och 525.0 nm. Zeeman-komponenterna i röda resp blå linjevingen är cirkulärpolariserade med olika tecken (vänstercirkulär- resp högercirkulärpolariserade). Man kan se detta genom att föra ett cirkulärpolariserande filter in och ut ur strålgången. Då bara den ena polarisationskomponenten släpps genom, ser man att spektrallinjen blir asymmetrisk i solfläcks-spektrum, men opåverkad i det normala solspektrum. 6.3 Temperatureffekter I spektrum av en solfläck kan man dessutom se ett antal absorptionslinjer som inte alls finns i den ostörda fotosfären. Solfläcken har ett rikare spektrum på grund av dess lägre temperatur. I temperatur och spektrum motsvarar solfläckar spektralklass K, medan fotosfären ju är av spektralklass G2. 6.4 Solens rotation Solens rotation märks tydligast på solfläckarnas skenbara rörelse över solskivan. Under loppet av ett par veckor rör sig en solfläck från östra till västra solranden. På detta vis finner man att den sideriska rotationsperioden är c:a 25 dygn vid solens ekvator, och successivt längre mot växande nordlig och sydlig latitud (ungefär 30 dygn vid latitud 60 o och 35 dygn nära polerna). Någon timmes observation räcker emellertid inte för att man ska observera fläckarnas vandring. Men solrotationen ger också en Dopplerförskjutning av sollinjerna, eftersom den ena solranden rör sig mot oss och den andra från oss. Förskjutningarna är små men lätta att observera i förhållande till de telluriska linjerna, som givetvis inte påverkas av solens rotation. Placera solbilden så att spalten är nära endera solranden. Betrakta gruppen av Fe I-linjer vid 6302 Å medan solbilden sveps fram och tillbaka så att spalten rör sig längs solens ekvator. Resultat? 7
7 Förberedelseuppgifter 1. Hur stor är solen uttryckt i: (a) kilometer? (b) jordradier? (c) bågminuter (sett från jorden)? Redovisa din beräkning. Jämför med storleken av en typisk granul. 2. Ange den typiska temperaturen hos solens fotosfär (dvs. solens effektiva temperatur). Hur mycket svalare är en typisk solfläck? 3. Hur varierar solens temperatur utåt? Rita upp ett diagram med solens atmosfärslager från fotosfären till koronan. 4. I solspektrum finns en grupp med fyra absorptionslinjer i området kring 6302 Å. De två smalare linjerna uppkommer genom absorption hos syre i jordatmosfären. De två bredare linjerna är fotosfäriska järnlinjer. Hur mycket kommer dessa linjer att dopplerförskjutas p.g.a. solens rotation när man flyttar spektrografens inträdesspalt från solens östra rand till solskivans centrum, och sedan vidare till den västra randen. Rita in linjernas dopplerförskjutna positioner i bifogat blad. Linjernas vilopositioner framgår av den streckade kurvan. Dessa uppgifter ska klaras av innan laborationen och redovisas sedan i laborationsredogörelsen. I redovisningen ska det gå att följa hur du har utfört beräkningarna. Glöm inte att även lämna in bilagan med linjerna i rapporten. 8
Solens östra rand Solskivans centrum Solens västra rand
Solens utseende den (datum): Rita solen