Observation av solen Alternativuppgift på internet Handledning ASTA11 Astronomi och astrofysik Ingemar Lundström Institutionen för Astronomi, Lund 20 augusti 2007
Lab-instruktioner Innan du kommer till laborationen ska du ha löst förberedelseuppgifterna, läst igenom laborationshandledningen samt läst lärobokens avsnitt om solen. I Fundamental Astronomy är det kap. 13: The Sun. Datorlaborationen utförs på en av datorerna i datorsalen. För att underlätta surfandet har vi skapat en egen websida för denna laboration: http://www.astro.lu.se/education/utb/asta01/solen/solobs.html Under dator-laborationen ska du gå igenom övningarna A till G. Dessa övningar finns både på laborationens websida och i denna handledning. Besvara frågorna och uppgifterna märkta med en svart punkt ( ). Efter datorlaborationen ska du göra en skriftlig redovisning. Där ska du beskriva vad du har gjort under laborationen samt redovisa dina svar på frågorna och uppgifterna. Dessutom ska du redovisa förberedelseuppgifterna. Till alla räkneuppgifter skall det finnas fullständiga lösningar och det skall enkelt gå att följa dina tankegångar. Glöm inte att skriva löpande text. Alltså inte bara svar på frågorna i handledningen. Regler för hur en labrapport ska se ut finns på http://www.astro.lu.se/education/utb/asta01/solen/labrapport.html Stöter du på problem kan du kontakta ansvarig för övningen: Ingemar Lundström, tel: 2227298, epost: ingemar@astro.lu.se 1 Markbaserade observatorier Vid ett antal solobservatorier runt om i världen dokumenterar man rutinmässigt solens skiftningar från dag till dag. Det gör man främst genom att avbilda solen i olika våglängdsområden. Vitljusbilder är oftast tagna helt utan filter, men ibland används speciella filter för att framhäva vissa effekter. Monokromatiska bilder är tagna med filter som släpper genom ljus i ett mycket smalt våglängdsområde, oftast centrerat på någon av de kraftigaste Fraunhoferlinjerna (t.ex. Hα, CaII H eller K). Vid vissa observatorier gör man också magnetfältsavbildningar, magnetogram, och radialhastighetsavbildningar, dopplergram. På dessa olika sätt följer man solens varierande utseende och aktivitet över tiden, från år till år, och från en solaktivitetscykel till nästa. Numera görs nästan allt detta arbete med CCD-teknik. Bilderna blir omedelbart tillgängliga i digital form och en del av bilderna läggs snabbt ut på Internet, ofta redan samma dag, men ibland med någon dags fördröjning. även den fåtöljbaserade astronomen kan idag följa händelseförlopp på solen genom att helt enkelt studera solobservatoriernas websidor. En lista över några av dessa observatorier finns i tabell 1. När man observerar från marken är man alltid begränsad av jordatmosfärens genomsläpplighet. I stort sett är det våglängder i och omkring det synliga området som man kan observera, även om atmosfären har fönster också på längre våglängder. I vitt ljus, och på kontinuumsvåglängder, ser man solens fotosfär. I absorptionslinjer ser man lager av solatmosfären som ligger något högre; från fotosfären upp till de lägre delarna av kromosfären. Jordatmosfärens våglängdsbegränsande inverkan gör att det endast är dessa c:a 2000 km av solatmosfären som man kan studera med markbaserade teleskop. Vill man se mer måste man ut i rymden, bort från den skymmande jordatmosfären. 2 Rymdbaserade observatorier Numera har hela det elektromagnetiska spektret öppnats för observation av solen. De senaste i raden av rymdsonder som studerar solen är den japanska satelliten Yohkoh och den europeisk-amerikanska rymdsonden SOHO. Yohkoh placerades i en låg (570-730 km) jordbana hösten 1991. Den har en omloppstid på 90 minuter, varav 65-75 minuter i solsken. Dess huvudsakliga uppgift är att avbilda solen på röntgenvåglängder, men den har också instrument för detektion av gammastrålning. Bilderna från Yohkoh läggs visserligen inte ut omedelbart på Internet, men delar av Yohkohs bildarkiv är ändå allmänt tillgängliga. Sedan början av 1996 ligger SOHO i en bana kring den sk. första Lagrange-punkten, dvs. den plats där jordens och solens gravitationskrafter uppväger varandra. Härifrån observeras 2
Tabell 1. Några av de markbaserade observatorier som rutinmässigt lägger ut solbilder på Internet. Länkar till dessa, och en del andra, observatorier finns samlade på laborationens websida. I tabellen nedan är SO en förkortning för Solar Observatory. Observatorium Plats Solbilder Big Bear SO Kalifornien vitt ljus, Hα, CaII K, magnetogram Mt. Wilson SO Kalifornien blyertsteckning, magnetogram, dopplergram Wilcox SO Kalifornien magnetogram, synoptiska magnetfältskartor National SO at Kitt Peak Arizona FeI λ8688, CaII λ8542, HeI λ10830 Mees SO Hawaii vitt ljus, CaII K Mauna Loa SO Hawaii Hα, koronagraf Learmonth SO Australien Hα, vitt ljus, magnetogram Kiepenheuer Institut Teneriffa Hα Nobeyama Radio Obs. Japan radiobild av solen solen 24 timmar om dygnet utan att störas av luftoro, vädrets växlingar, eller skiftningarna mellan natt och dag. Vid Goddard Space Flight Center i USA lägger man varje dag ut de senaste bilderna på Internet. 3 Observationer på visuella våglängder Av solens totala utstrålning ligger 40% i det visuella området, dvs. med en sådan våglängd (380-700 nm) att den är synlig för blotta ögat. Drygt hälften av utstrålningen sker på längre våglängder och ungefär 7% på kortare våglängder. Betraktar vi solen i vitt ljus, dvs. i ett brett band av visuella våglängder, så ser vi fotosfären; det relativt tunna (några hundra kilometer) skikt i solatmosfären varifrån det mesta av strålningen lämnar solen. Detta utgör i själva verket definitionen på fotosfären. I det visuella området finns det dock vissa diskreta våglängder där solatmosfären är mindre genomskinlig. I ett spektrum kommer man att se absorptionslinjer. På dessa diskreta våglängder lämnar strålningen skikt i solatmosfären som ligger högre upp. Med hjälp av speciella filter som enbart släpper igenom dessa våglängder (t.ex. Hα och CaII K), så kan vi studera kromosfären. Den vidsträckta koronan kan man enbart se i vitt ljus under totala solförmörkelser, då månen blockerar ljuset direkt från fotosfären. Under någon minut blir koronan synlig i reflekterat ljus. Det är alltså inte direkta emissioner från koronan som man ser under en solförmörkelse. 4 Observationer på ultravioletta våglängder Med ultraviolett menar man det våglängdsområde som ligger omedelbart kortvågigt om det visuella området. Oftast placerar man gränsen mellan visuellt och UV kring 380-400 nm. De mest kortvågiga delarna av UV-området, kortare än 200 nm, benämns ofta vakuum-uv. Solljusets spektrum i visuella våglängder består av ett absorptionslinjespektrum, dvs. man ser ett ljust kontinuum draperat av mörkare linjer. Spektret fortsätter mot kortare våglängder, där den mer eller mindre Planck-fördelade emissionen från fotosfären snabbt avtar. När den kontinuerliga fotosfäriska emissionen har blivit tillräckligt svag, så övergår absorptionslinjerna till att bli emissionslinjer. Det sker kring 160-180 nm. Strålningen i emissionslinjerna kommer från de hetare skikt i solatmosfären som ligger ovanför temperaturminimat. 5 Observationer i röntgenområdet Röntgen-området ligger omedelbart kortvågigt om UV-området. Gränsen mellan de två områdena definieras något olika beroende på studieobjekt och detektorteknik. Oftast hamnar gränsen någonstans kring 10-50 nm. I många sammanhang skiljer man också på mjuk (0.1-50 nm) och hård (0.001-0.1 nm) röntgenstrålning. 3
6 Övningar Till var och en av nedanstående övningar finns en websida. A. Solfläckar och granulation Gå till Big Bear Solar Observatory i Kalifornien och titta på den senaste vitljusbilden. Om det just denna dag råkar vara ont om solfläckar, så har Big Bear ett arkiv där du kan hitta föregående dagars solbilder. Finns det solfläckar på båda sidor om ekvatorn? Vilka latituder befinner sig solfläckarna på? Försök uppskatta antalet solfläckar (f) och antalet solfläcksgrupper (g). Hur stort är solfläckstalet R enligt formeln R = f + 10g? De större solfläckarna består av en central umbra och en ringformad penumbra. Möjligen kan du se det på bilderna från Big Bear som en svart kärna omgiven av en mörkgrå ring. Annars framgår det tydligt av bild A1 på den aktuella websidan. Uppskatta diametern hos solfläckens umbra och penumbra från bild A1. Svara i Mm (Mega meter). Hur stor är hela solfläcken jämfört med jorden? Hur stor är solfläcken på bild A1 jämfört med den största solfläcken som syns på dagens bild från Big Bear? Beroende på var solfläcken befinner sig på solens yta, så kommer umbrans skenbara läge i solfläcken att skifta. Detta är Wilson-effekten, som ibland kan ses på bilderna från Big Bear. Du kan annars jämföra bilderna A2 och A3 som visar samma solfläck sett från två olika vinklar. Den ena snett från sidan och den andra rakt uppifrån. Perspektivförändringen gör att umbrans skenbara position i solfläcken skiftar. Beskriv hur Wilson-effekten yttrar sig hos bilderna A2 och A3. Försök förklara hur Wilson-effekten uppkommer (fundera på hur solfläckars geometri ser ut). Studerar man bild A1 så ser man att solens yta utanför solfläcken tycks koka. Det är detta fenomen som kallas granulation. De ljusare fläckarna består av het gas som rör sig uppåt och avkyls genom utstrålning. Den svalare gasen strömmar sedan nedåt i de mörkare stråken mellan granulerna. Hur stor är en typisk granul (konvektionscell) i bild A1? Hur mycket varierar granulerna i storlek, dvs. går det att urskilja en största och minsta storlek hos granulerna? Uppskattningen av granulernas storlek underlättas om du först förstorar bild A1 genom att klicka på den. B. Solfläckars magnetfält De mörka solfläckarna består av magnetfältskoncentrationer. Anledningen till att de är mörka är att magnetfälten utgör ett hinder för den konvektiva energitransporten upp från solens inre. Vi ser ingen, eller mycket svag, granulation inne i själva fläcken. Temperaturen blir lägre och ljusintensiteten mindre än hos omgivningen. Men hur kraftiga är magnetfälten egentligen? I bild B1 visas hur ett par fotosfäriska järnlinjer påverkas av magnetfälten i en stor solfläck. Med hjälp av bilderna B1 och B2 ska du nu bestämma magnetfältens styrka i solfläcken. 4
Bestäm våglängdsseparationen mellan de två telluriska syrelinjerna, dvs. de två smalare linjerna. Använd spektret i bild B2 där det finns en våglängdsskala inlagd. Hur stor är våglängdsseparationen mellan de två Zeeman-komponenterna hos den högra järnlinjen i bild B1? Bestäm den magnetiska flödestätheten som ger upphov till Zeeman-uppsplittringen av den högra järnlinjen i bild B1. Förskjutningen av en linjekomponent, från centrum av linjen, ges av λ = e 4πmc gbλ2, där e är elektronens laddning, m dess massa och c är ljushastigheten. Den effektiva Landé-faktorn g är 2.5. Försök uppskatta hur stor osäkerheten blir i din magnetfältsbestämning. C. Solens rotation Om man följer solen från dag till dag så lägger man märke till hur solfläckarna långsamt ändrar läge. Detta beror naturligtvis på att solen roterar. Du ska nu bestämma med vilken hastighet och åt vilket håll solen roterar. Det gör du genom att gå till arkivet vid Big Bear Solar Observatory och leta reda på ett antal dagar i följd med tydliga solfläckar. Notera åt vilket håll fläckarna rör sig och hur lång tid det tar för en fläck att passera hela solskivan. Riktigt kraftiga fläckar kan dessutom vara tillräckligt långlivade för att dyka upp en andra gång. Om du inte hittar någon lämplig period i Big Bears arkiv så kan du använda tabell C1 på den aktuella websidan. Åt vilket håll roterar solen? Jämför detta med jordens rotation och med jordens banrörelse runt solen. Hur lång tid tar det för en fläck att passera solskivan? Vad blir då solens ungefärliga rotationstid? E. Facklor, plager och aktiva områden På de vitljusbilder där det finns solfläckar ute vid randen, kan man se att området kring fläckarna är ljusare än andra delar av solen. Effekten är svag men syns oftast tydligt som ett slags spräckligt, ljust mönster kring fläckarna. Dessa ljusa områden kallas för facklor (eng. faculae). Om det inte syns så tydligt vid Big Bear i Kalifornien, så kan du istället ta dig till Hawaii. De dagliga vitljusbilderna vid Mees Solar Observatory brukar visa tydliga facklor. Här finns även ett arkiv av äldre bilder. Facklorna syns tydligt endast ute vid randen där randfördunklingen börjar bli påtaglig. Kan detta säga något om vilken höjd i atmosfären som facklorna uppträder på? Vilket atmosfärslager uppkommer de i? Beskriv hur randfördunklingen (eng. limb darkening) uppkommer. Om vi betraktar solen i Hα (hos t.ex. Big Bear eller Learmonth Solar Observatory i Australien), så syns facklorna tydligt även inne på de centrala delarna av solskivan. Betraktat på detta sätt, dvs. i ett Hα-filter, kallas områdena istället plager. I själva verket är solfläckar, facklor och plager en konsekvens av det magnetfält som bryter igenom solens yta i de aktiva områdena. F. Protuberanser och filament Studera en Hα-bild, t.ex. den vid Big Bear (ibland är det bättre att studera den i halv storlek; välj isåfall half-sized image ). Du ser troligen de två parallella banden av solaktivitet tydligt. Ute vid solranden ser du protuberanser (eng. prominences): något som liknar trådiga moln eller bågar av kromosfärisk gas som sträcker sig en bit utanför solen. Inne på solskivan ser du filament (eng. filaments): mörka trådar i närheten av de aktiva områdena. 5
Hur stora är de största protuberanserna och filamenten som råkar synas just för dagen? Hur stor är den protuberans som visas i bild F1 på den aktuella websidan? Detta är en av de allra största protuberanser som någonsin har iakttagits. Försök att på något sätt uppskatta storleken. Obs: Glöm inte att redovisa hur du har gjort. Ju högre upp i solatmosfären vi tittar, desto större betydelse får magnetfältet eftersom gasen blir allt tunnare. Vi kan alltså förvänta oss tydligare effekter av magnetfältet när vi går över till att studera solens allra yttersta atmosfärslager. G. Solens översta atmosfär: kromosfären, koronan och solvinden Gå till solobservatoriet SOHO. Ta fram listan över dagens eller gårdagens bilder och välj bilden som visar emissionen vid 304 Å från He II, dvs. en gång joniserat helium ( SOHO EIT, He II line ). Vi ser här skikt av kromosfären som ligger något högre upp än de vi kan se i Hα och CaII K. Det finns också instrument ombord på SOHO som avbildar solen i emissionen från olika järnjoner. Lägg märke till beteckningarna på de emissionslinjer som studeras: Fe IX, Fe X, Fe XII, Fe XV. Vad betyder dessa beteckningar? Vad säger det oss om de fysikaliska förhållandena i de områden som vi studerar? Studera solen i Fe XV-ljus. är aktiviteten även här fördelad runt ekvatorn, på samma sätt som solfläckarna i vitt ljus och aktiviteten i Hα? Solvinden blåser ständigt ut från solen p.g.a. den höga temperaturen i koronan. Nära solen är det magnetfältet som kontrollerar gasens rörelser. Längre ut från solen, där gasen har satts i rörelse, är det istället gasen som släpar med sig magnetfältet. Det syns genom att alla magnetfältsstrukturer är helt radiella. Ombord på SOHO finns en s.k. koronagraf. Detta är ett solteleskop försett med en cirkulär skiva som blockerar det direkta ljuset från solens yta, vilket gör det möjligt att studera koronan. Instrumentet kallas LASCO och har tre ljusblockerande skivor med olika diametrar. Du ska nu avgöra på vilket avstånd från solen som den expanderande koronan övergår i solvinden. Använd bilderna från koronagrafen (dvs. LASCO) för att bestämma på vilket avstånd från solens yta som den utåt strömmande gasen har tagit full kontroll över magnetfältet. Bestäm alltså var någonstans som alla strukturer i koronan blir helt radiella. 6
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 temperaturen hos solens fotosfär. 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 centrum av en stor solfläck kan den magnetiska flödestätheten, B, vara upp till 0.3 T. Vi placerar spektrografens inträdesspalt tvärs över fläcken och observerar en fotosfärisk absorptionslinje vid 5250.22 Å. Hur mycket kan vi förvänta oss att linjen breddas pga. magnetfältet? Zeeman-skiftet ges av λ = e 4πmc gbλ2, där e är elektronens laddning, m dess massa och c är ljushastigheten. Landé-faktorn g = 3. Dubbla λ ger totala breddningen. 5. 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. 7
Solens östra rand Solskivans centrum Solens västra rand