- ZŠ - základní škola(vhodné pro žáky základních škol)
- SŠ - střední škola(vhodné pro studenty středních škol)
- VŠ - vysoká škola(rozšířené informace pro studenty vysokých škol)
- bez omezení
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová a texty zatím nejsou označené obtížností...
- Otázky nejsou bohužel zadané...zkuste jiný projekt.
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová, testové otázky jsou přidávány postupně...
Chromosféra Slunce
Chromosféra tvoří úzkou vrstvu sluneční atmosféry mezi fotosférou a korónou. Samotné pozorování chromosféry je značně problematické a pouhým okem prakticky nemožné. Chromosféru můžeme pozorovat jedině za použití speciálních filtrů nebo v průběhu úplného zatmění Slunce, kdy se úplné fáze zatmění jako narůžovělý proužek. Fakt, že chromosféru nemůžeme pozorovat, je způsobený jasem fotosféry, která ji přezáří. Charakteristická narůžovělá až červená barva chromosféry je způsobena emisní čárou vodíku H-alfa. Samotná podstata vzniku emise je způsobena přeskokem elektronu ze třetí na druhou energetickou hladinu. Při tomto přeskoku v elektronovém obalu dojde k uvolnění energie ve formě fotonu s vlnovou délkou 656,3 nm, proto světlo přicházející z chromosféry má charakteristickou barvu. H-alfa patří jednoznačně mezi nejvýraznější čáry Balmerovy série čar. Chromosféra s tloušťkou 3 000 km patří k nejslabší vrstvě sluneční atmosféry, ale pozorovatelné děje v chromosféře patří k těm nejdynamičtějším pozorovatelným jevům na Slunci. Kromě toho, že můžeme pozorovat oblasti kolem slunečních skvrn, můžeme pozorovat různé protuberance, filamenty, spikule, sluneční erupce. Všechny tyto projevy sluneční aktivity navazují na jevy, které probíhají ve fotosféře.
Přístroje k pozorování chromosféry
Pozorování chromosféry je historicky spjaté s několika typy přístrojů. Prvním z nich byl spektroskop z roku 1868, který při nastavení štěrbiny umožňoval pozorovat světlo z chromosféry. Dalším přístrojem se stal koronograf, který jako první v roce 1930 zakryl speciální clonou celý kotouč a umožňoval pozorovat pouze okraje slunečního disku. Díky nástupu nových technologií se mezi astronomy amatéry v poslední době rozšířil chromosférický dalekohled s filtrem H-alfa. Tento typ dalekohledu se jednak nechá využít pro vizuální pozorování sluneční chromosféry, ale i pro její fotografii. Základem chromosférického dalekohledu je refraktor vybavený speciálními filtry, které propustí pouze světlo, které odpovídá vlnové délce H-alfa, tedy světlu o vlnové délce 656,3 nm.
Rozeznáváme dva druhy chromosférických dalekohledů, a to dalekohledy, které využívají filtrových sad, anebo dalekohledy, které jsou přímo určené jen pro pozorování sluneční chromosféry s vestavěným filtrem.
Filtrové sady pro pozorování chromosféry se prodávají jako samostatné filtry určené k instalaci na stávající refraktor. Skládají se ze dvou částí, tou první je energetický filtr – etalon, který se instaluje před objektiv refraktoru a propouští pouze červenou oblast slunečního spektra, tím zabraňuje průniku dalšímu záření o jiné vlnové délce.
Etalon se skládá ze dvou tenkých destiček z čistého křemičitého skla opatřených na jedné straně speciálními částečně odrazivými vrstvami na čelní ploše a antireflexními vrstvami na zadní. Mezi destičkami se odráží světlo a interferencí se propouští jen oblast spektrální čáry 656,28 nm. Druhým filtrem, který je umístěn kační filtr, který má propustnost v okolí čáry H-alfa, tj. 656,3 nm. Šířka propouštěného pásma je 0,075 nm. Pomocí přední naklápěcí objímky etalonu lze navíc jemným nakláněním filtru ladit v malém rozsahu propouštěnou vlnovou délku a sledovat tak různé děje ve sluneční chromosféře (protuberance, erupce, filamenty).
http://posec.astro.cz/view.php?cisloclanku=2009101901
Do druhé skupiny filtrů k pozorování sluneční chromosféry patří dalekohledy speciály, určené pouze pro pozorování sluneční chromosféry. Jedním z takových speciálů jsou i dalekohledy od firmy „Lunt Solar System“, které mají charakteristickou konstrukci. Podobně jako u předchozího řešení je na vstupu umístěn jednoduchý etalon s kolimační čočkou, která sbíhavý svazek paprsků mění na rovnoběžný. Uvnitř tubusu je uložen úzkopásmový filtr s vlnovou délkou 656,3 nanometru. Důležité je, aby svazek paprsků vstupující do úzkopásmového filtru vstupoval kolmo. Toho dosáhneme laděním filtru, a to buď mechanicky otáčením, nebo pneumaticky. Pneumatické ladění je mnohem přesnější a u vyšších teplot nám nehrozí jeho zatuhnutí.
V okamžiku, kdy vyšroubujeme šroub tlakového ladění, dojde k vyrovnání tlaku. Po jeho zpětném zašroubování měníme tlak uvnitř etanolu a tím i index lomu, který ovlivňuje propustnost filtru. Na úzkopásmový filtr pak navazuje blokační filtr umístění v zenitové kostce. Na výstupu je pak umístěn okulár nebo kamerový systém, který mnohem lépe zobrazí chromosféru Slunce.
Filtr CaK
Sluneční chromosféru se svojí tloušťkou pouhých několik tisíc kilometrů můžeme pozorovat nejenom pomocí filtrů H-alfa, ale i pomocí filtrů CaK. H-alfa filtr se hodí především pro pozorování nižších vrstev chromosféry. Je zajímavé, že právě od této vrstvy se hustota hmoty snižuje, ale zároveň její teplota roste. A právě pro pozorování a fotografování vyšších vrstev sluneční atmosféry se používají filtry v čáře ionizovaného vápníku s označením CaK neboli CaII. Vrstva, kterou můžeme pozorovat tímto filtrem, se pohybuje nad fotosférou a je pro ni charakteristická vlnová délka 393,4 nm, proto Slunce zobrazené tímto filtrem má nafialovělou barvu. Vnímání této čáry je pro lidské oko velmi problematické, proto se pro jeho zobrazení používají kamerové systémy.
