Fizikalne značilnosti Sonca

Vrtenje Sonca

Površje Sonca

Opazovanje pojavov na površju Sonca

Skica Sonca

Fizikalne značilnosti Sonca

Vrtenje Sonca okoli lastne osi je precej drugačno kot vrtenje trdne Zemlje. Sonce je plinasto in se lahko vrti z različnimi hitrostmi na različnih širinah. Z merjenjem hitrosti premikanja sončevih peg ugotovimo, da je obhodni čas na ekvatorju okoli 25 dni. Na 35° severne in južne sončne širine pa obhodni čas naraste na približno 27 dni. Pri merjenju obhodnega časa na večjih sončevih širinah si ne moremo pomagati s pegami. Pomagajo si s spektrografskim opazovanjem Dopplerjevega efekta. Merjenja kažejo, da je okoli polov obhodni čas okoli 35 dni. Tako izgleda,kot bi se plini na Soncu navidez pretakali med poloma kot kakšna reka.

Os vrtenja Sonca okoli lastne osi je nagnjena le 7° glede na pravokotnico na ravnino Zemljine ekliptike. Sonce se vrti v isti smeri kot Zemlja. To je pozitivna smer vrtenja, če gledamo s severa. Zato se pege najprej pojavijo na vzhodnem robu Sonca in se v okoli 14 dneh po rahlo poševni poti pomaknejo na zahodni rob.

Površje Sonca

Nekaj sto kilometrov debela fotosfera je tisto, kar zares vidimo na Soncu. Z ustreznimi filtri, ki prepuščajo le določene valovne dolžine, lahko opazujemo še kromosfero in korono. Ostalo si lahko samo predstavljamo na podlagi našega znanja o Soncu. Kadar s prostim očesom gledamo Sonce, se nam zdi kot svetlo rumena ploščica na nebu. Vendar pogled skozi teleskop ali daljnogled razkrije množico zanimivih pojavov.

Pege

Pojav, ki ga najpogosteje opazujemo na Soncu so pege. To so temne lise na sončevi površini. Čeprav obstajajo pisni viri, ki navajajotemne lise na površini Sonca mnogo stoletij pred odkritjem teleskopa, njihovo odkritje nedvomno pripisujemo Galileo Galileu, ko je s prvim teleskopom opazoval Sonce.

Videz - temne pege na svetli sončevi površini. Centralni del pege je senca, obkrožena pa je z nekoliko svetlejšim delom - polsenco. Oboje pa je precej temnejše kot okolna fotosfera. Oblika peg je okrogla, ovalne ali nepravilna z nakodranimi robovi. Najmanjše pege imajo premer okoli 1500km, največje pa premer 40.000 km ali celo več. Ker pege nastanejo na površini, potujejo okoli dva tedna čez sončno ploskev, zaradi vrtenja Sonca okoli lastne osi. 
Pege so temne,  ker so okoli 1500 K hladnejše kot okolna fotosfera. Spekter sončevih peg potrjuje domnevo, da je njihova temperatura okoli 4500 K. To pa je še vedno nekajkrat večja temperatura, kot je površinska temperatura hladnih zvezd tipa M (npr.: Betelgeuse, Antares). Ker je temperatura peg toliko nižja, so plini v njih manj ionizirani kot v fotosferi. Zato se v spektrih peg pojavijo spektralne črte neioniziranih elementov in celo preprostih molekul, medtem ko so črte ioniziranih elementov šibkejše.

Zeemanov efekt je zelo izrazit v spektrih sončevih peg. Iz tega lahko sklepamo, da so okoli peg močna magnetna polja. Stopnja razcepljenosti posameznih črt v spektrih sončevih peg je tolikšna, da je magnetno polje v njih nekaj tisočkrat večje kot zemeljsko magnetno polje (B_z=5×10^-5T). Tako močno magnetno polje bi lahko nastalo v hitro se vrtečih oblakih plina, v katerih so nabiti delci. Takšni oblaki plina bi se vrteli okoli pege kot vetrovi okoli središča ciklona. Vsekakor so hitrosti plinov v normalni fotosferi in kromosferi premajhne, da bi lahko povzročile nastanek tako močnih magnetnih polj, kot jih kaže Zeemanov efekt.

Že pred več kot stoletjem so opazili, da se število in položaj peg spreminja v ciklih s periodo okoli 11 let. V začetku cikla se pojavi na vsakem delu sončne poloble en par peg, ki imajo vedno nasprotno magnetno polarnost. Na začetku cikla so kopice peg od sončnega ekvatorja oddaljene okoli 30°severne in južne sončne širine. Število peg narašča do svojega maksimuma v naslednjih štirih do petih letih. Nato število peg do konca cikla počasi upada. Naslednje pege se pojavljajo v pasovih, ki so vedno bliže sončevemu ekvatorju. Ko se cikel zaključi so pege na okoli 5° severne in južne sončeve širine. Naslednji cikel se znova začne pri večjih heliografskih širinah. Čeprav je povprečna dolžina cikla sončevih peg okoli11 let, pa posamezni cikli variirajo od 9 do 14 let. Tako je natančno določanje maksimuma cikla nemogoče. 

Kromosfera

Kromosfera leži takoj nad fotosfero. Debelina okoli 10000 km. V normalnih pogojih je ne vidimo, ker je njena svetloba prešibka. Opazujemo jo lahko le ob popolnih sončevih mrkih, ko Luna zakrije bleščavo fotosfere ali pa s posebnimi monokromatskimi filtri. Takrat opazimo tenak rdeč obroč. Rdeča barva je posledica močne rdeče črte v spektru vodika.

Posredno opazovanje kromosfere je mnogo enostavneje. V kromosferi se namreč močno absorbirajo določene valovne dolžine svetlobe, ki prihajajo iz notranjih plasti Sonca. Svetloba s tistimi valovnimi dolžinami, ki ima ravno pravšnjo energijo, da poveča vzbujeno stanje atomov v kromosferi, se močno absorbira. Tako nastanejo v zveznem spektru sončeve svetlobe značilne temne črte, ki se imenujejo Fraunhoferjeve črte. S primerjavo spektralnih črt za različne elemente in ione, ki jih namerijo na Zemlji, in Fraunhoferjevih spektralnih črt, ugotavljajo prisotnost posameznih elementov v kromosferi. Na ta način so ugotovili, da je pogostnost posameznih elementov na Soncu približno takšna kot naZemlji.

Atomi v vzbujenih stanjih v povprečju približnov milijoninki sekunde izgubijo svojo energijo in preidejo v nižje vzbujeno stanje ali v osnovno stanje. Pri tem izsevajo foton svetlobe z valovnodolžino , kjer je  sprememba notranje energije atoma pri prehodu iz višjega vzbujenega stanja v nižje vzbujeno stanje. Vendar atomi sevajo svetlobo na vse strani enakomerno, ne le v tisto smer v katero je potovala absorbirana svetloba.

Ker je kromosfera razredčen plin je njen spekter črtast. Pojavijo se barvne črte na temnem ozadju. Emisijski spekter kromosfere se ujema z absorpcijskimi Fraunhoferjevimi črtami, čeprav je nekaj izjem. Posebno močna vodikova črta, daje kromosferi značilno rdečo barvo.

Nenavadna je temperatura kromosfere. Ravnovesna temperatura je okoli 4500 K. Stopnja ionizacije v kromosferi pa ustreza temperaturi 35.000 K.

Bakle

Izbruhe plina nad fotosfero so lahko včasih opazovali le ob popolnih sončevih mrkih. Sodobni instrumenti kot so koronagrafi, spektroheliografi in kvartz-polaroidni monokromatski filtri pa omogočajo opazovanje izbruhov, kadarkoli je nebo jasno. Barva bakel je enaka barvi kromosfere. Ker so plini v baklah hladnejši od fotosfere, se večje bakle pogosto pojavijo kot temnejše lise na sončevi ploskvi. Bakle so klasificirali v šest skupin, ki imajo različne osnovneznačilnosti: aktivne bakle, koronalne, mirujoče, tornado bakle, bakle sončevih peg in eruptivne bakle. 

Madeži – Flokuli

S spektroheligrafskim opazovanjem so odkrili plavajoče oblake kalcija in vodika. Lahko so svetlejši ali temnejši od okolice. Oblika flokulov se spreminja in opozarja na turbulence v sončevi atmosferi. Kalcijeve flokule pogosto najdemo v bližini sončevih peg. Občasno se vodikovi flokuli okoli večje skupine peg razvijejo in povečajo. V nekaj sekundah se oblaku močno poveča svetlost in temperatura. Takšno aktivnost spremljajo izbruhi jedrskih delcev v vesolje. Močna svetloba v daljnem UV delu spektra povzroči ionizacijo vrhnih plasti zemljine atmosfere.

Korona

Leži nad kromosfero in se razteza daleč v vesolje. Opazujemo jo lahko le ob popolnih sončevih mrkih ali pa s koronografi. S koronografi lahko opazujejo le notranjo korono. Oblika korone se spreminja v skladu s cikli sončevih peg. Ob minimumu je korona izrazita le okoli sončevega ekvatorja, na polih pa je komaj opazna. Ob maksimumih cikla peg je korona pravilne okrogle oblike. Velikost korone je težko natančneje določiti, zaradi težav pri opazovanju zunanje korone. Zadnje meritve kažejo, da je premer korone okoli 30 milijonov km. Gostota korone je okoli 10^-13kg/m³, gostota zunanje korone pa še manj. Spekter korone je podoben spektru sončne svetlobe, zato sklepamo, da se svetloba pretežmo odbija od korone. Izjema je le nekaj spektralnih črt, ki jih ni niti v spektru sončne svetlobe, niti jih niso opazili v laboratorijih na Zemlji. Nekaj časa so nekateri celo mislili, da je to zaradi novega elementa - koroniuma. Kasneje pa so ugotovili, da te spektralne črte pripadajo visoko ioniziranemu železu. To dejstvo nas postavi pred težko dilemo. Spektralna temperatura korone je okoli 3000 K, medtem ko je stopnja ionizacije tolikšna, kot bi bila temperatura okoli 1 MK.

Sončni veter

Ob normalni aktivnosti Sonce seva konstanten tok atomskih delcev z velikimi energija v vesolje. Imenuje se sončni veter. Sonce tako izgubi vsako uro 3000 ton materije. 

  Na sliki je animirani posnetek izbruha snovi s Sonca. Klikni na sliko, da boš videl povečano animacijo dogodka.
 
 
 
 
 

Opazovanje pojavov na površju Sonca

Opazovanje Sonca

Opazovanje Sonca skozi teleskop

Sonca ne moremo in ne smemo opazovati direktno, ker nam njegova svetloba okvari vid. Za opazovanje uporabljamo običajno filter iz mylar folije, ki prestreže skoraj vso svetlobo. Takšno folijo uporabljajo za izdelavo očal, s katerimi lahko opazujemo Sonce med Sončevim mrkom. Folija je dostopna za majhno ceno v različnih formatih. Filtre za opazovanje Sonca lahko tako brez večjih težav izdelamo sami. Ko folijo pritrdimo na nosilni okvir, ne sme biti napeta, ampak ohlapna, da pri temperaturnih spremembah ne poči in tako izgubi zaščitne lastnosti. Za različne namene je folija različno prepustna, o čemer moramo dobiti podatke pri prodajalcu. Folija, ki je namenjena fotografiranju Sonca, prepusti več svetlobe in za vizualna opazovanja ni primerna.

Opazovanje Sonca skozi folijo s prostim očesom nam zaradi majhnega navideznega premera Sonca in slabe ločljivosti našega očesa omogoča le opazovanje največjih peg, ki imajo premer 30000 km in več. Zato pri opazovanjih običajno uporabljamo manjše teleskope. Teleskop s premerom objektiva 6 cm nam omogoča razločevanje podrobnosti v fotosferi Sonca, ki merijo vsaj1800 km v premeru. To pomeni, da lahko zadovoljivo opazujemo tudi manjše Sončeve pege. Direkten pogled skozi teleskop v Sonce nas lahko v trenutku oslepi. Zato moramo pred objektiv teleskopa namestiti filter z mylar folijo, ki ima ustrezne karakteristike za opazovanje s prostim očesom. Vedno uporabljamo filtre, ki jih namestimo pred objektiv in ne za okular! Okular izberemo tako, da imamo v zornem polju celotno Sončevo ploščico. Teleskop je tako pripravljen za opazovanje. Zaradi vrtenja Zemlje slika Sonca uhaja iz vidnega polja, zato moramo pogosto popravljati pozicijo teleskopa. Za kvalitetnejše delo je zelo dobrodošel sledilni mehanizem, ki kompenzira vrtenje Zemlje, vendarto običajno podraži teleskop za faktor dva (odvisno od kvalitete optike in kvalitete stojala s sledilnim mehanizmom).

Fotografiranje Sonca

Fotografiranje Sonca zahteva še nekaj dodatne opreme. Fotografiramo lahko v primarnem gorišču teleskopa, tako da okular nadomestimo s fotoaparatom. Tako predstavlja teleskop nekakšen teleobjektiv za naš fotoaparat. Za povezavo teleskopa s fotoaparatom potrebujemo obroček,ki ima ustrezen navoj, da ga lahko pritrdimo na teleskop (pri večjih teleskopih je standardiziran) in seveda navoj, ki ustreza našemu fotoaparatu. Tak adapter lahko naročimo v trgovinah s fotografsko opremo, ali pa ga damo izdelati. Fotografiranje terja nekaj vaje, ker je treba sliko dobro izostriti in izbrati primeren čas osvetlitve. Ker je Sonce dovolj svetlo, so časi osvetljevanja kratki in sledilni mehanizem za fotografiranje ni potreben.

Z ustreznim adapterjem lahko fotografiramo Sonce tudi skozi okular, s čimer se slika Sonca na filmu poveča, kar je pomembno pri manjših teleskopih.

Opazovanje Sonca z okularno projekcijo

Za določene namene, posebno za risanje skic, je včasih primernejša druga metoda za opazovanje Sonca. Z manjšim teleskopom – refraktorjem, ki ga usmerimo proti Soncu, projiciramo sliko Sonca na zaslon, ki ga postavimo za okular teleskopa. Glej skico: 
Zaslon mora biti fiksno pritrjen na teleskop,vendar je dobro, da je njegovo lego (oddaljenost od okularja, orientacijo) možno nastaviti. Zaslon mora biti postavljen pravokotno na optično os teleskopa. Poleg tega mora biti zaslon zasenčen, da nanj ne pada sončna svetloba, ki potuje mimo teleskopa. Zaslon mora biti osvetljen, kolikor je le mogoče, le s svetlobo, ki prihaja skozi okular teleskopa. Izdelava zaslona zahteva nekaj tehnične spretnosti in truda, ki pa se obrestuje pri kvaliteti opazovanj. Tudi za tovrstna opazovanja je sledilni mehanizem več kot dobrodošel. S spreminjanjem lege okularja dobimo na zaslonu ostro sliko Sonca. Na zaslon pritrdimo list papirja z včrtanim krogom premera15–25 cm (tako da se ujema s sliko Sonca) in skiciramo vse vidne podrobnosti. Ker pri tovrstnih opazovanjih ne potrebujemo filtra, se nikoli ne smemo spozabiti in pogledat skozi teleskop proti Soncu.

Sliko, ki nastane na zaslonu, lahko tudi fotografiramo. 

Aktivnost Sonca in Wolfovoštevilo

Površina Sonca je dokaj pestra. Področja močne magnetne aktivnosti so glavna značilnost obdobja povečane Sončeve aktivnosti. Tedaj lahko v fotosferi opazimo povečano število peg, bakel, pojavljajo se blišči, ki se pojavljajo ob posebno močni magnetni aktivnosti in predstavljajo hitre sprostitve magnetne energije, ki je nakopičena v zapletenih magnetnih poljih, i.t.d. Vsi pojavi, ki spremljajo povečano aktivnost Sonca so pogostejši in izrazitejši tedaj, ko je na Sončevi površju vidnih več peg. Zato se je kot merilo za oceno aktivnosti Sonca uveljavilo Wolfovo število - W. Tega določimo tako, da preštejemo vse skupine peg - S (kot skupina šteje tudi osamljena pega) in to število pomnožimo z 10, nato pa preštejemo še vse vidne pege in to število - P prištejemo prej dobljenemu. Tako dobimo relativno Wolfovo število. Glede na opazovalca, njegovo opazovalno opremo in vremenske pogoje med opazovanjem izraz pomnožimo še z ustreznim faktorjem k. Z enačbo to zapišemo takole:
 
 

Faktor k lahko določimo šele po daljšem opazovalnem obdobju in pri prvih opazovanjih za faktor vzamemo kar vrednost1. V obdobju nizke aktivnosti je W med 0 in 40, v obdobju povečane aktivnosti pa nad 100, v nekaterih ciklih doseže tudi vrednosti blizu 200.

Vrednosti W za vsak dan v mesecu so objavljene vsak mesec v večini astronomskih revij. Z rednim opazovanjem Sonca in določanjem W se lahko vsak astronom – amater vključi v mednarodno zbiranje podatkov. Naslov za pošiljanje vaših podatkov o Wolfovem številu je: 
 
 
 

Razvoj Sončevih peg in skupine peg

Nekoliko zahtevnejša, a zanimiva opazovanja Sonca za amaterske astronome so izdelave skic Sončevega površja. Takšna opazovanja omogočajo proučevanje oblik peg in spremljanje razvoja peg.

Sončeve pege so neposredno povezane z magnetnimi pojavi v Soncu. Večinoma se pojavljajo v parih in tvorijo bipolarne skupine. Okoli dveh večjih peg z različnima magnetnima poloma se navadno pojavi še več manjših peg. Navadno se pojavi najprej majhna pega - pora, ki nima polsence in meri 1000 - 4000 km v premeru. Več por se združi v pego in v nekaj dneh nastane pega. Pege imajo v osrednjem delu senco, okrog nje pa polsenco, ki se po svetlosti od sence jasno loči. Oblika sence in polsence je lahko dokaj okrogla, pogoste pa so tudi pegezelo nepravilnih oblik, posebej, če so pege velike. Velike pege skoraj vedno spremlja večje število manjših peg. Skupine peg se ne razvijajo vedno povsem enako, zato je njihov razvoj zanimivo spremljati. Obliko, ki jo ima skupina peg lahko opišemo v skladu s Zurichško klasifikacijo, ki je zasnovana v skladu z značilnim potekom razvoja skupin peg.

Opis skupin peg različnega tipa:
 

Na sliki so skicirane oblike peg po Zurichiški klasifikaciji. Klikni na sliko, da boš videl povečan pogled.

Pogostejši načini razvoja skupin peg so: A, ABA, ABCBA, ABCDCHIA, skozi vse tipe gredo le največje skupine peg. Skupine so lahko zelo dolgožive, njihovo trajanje pa je povezano z velikostjo njihove maksimalne površine. Druge klasifikacije skupin peg so za amaterske astronome manj primerne.

Za opazovanje skupin peg in njihovega razvoja so primerne vse opisane opazovalne metode. Pri opazovanju Sonca skozi teleskop, ki je opremljen s filtrom za sonce, je nekaj več težav s pravilnim določanjem lege peg na Sončevi površini, zato mora biti okular opremljen vsaj z nitnim križem, ki omogoči natančnejše prerisovanje peg na pap 
 
 

VPRAŠANJA:

Ali lahko z opazovanji ugotoviš, da se Sonce vrti?

Ali so sončeve pege po vsej svoji površinienako temne?

Kako na skici Sonca določiš smer neba?

Kako določimo Wolfovo število? Določi Wolfovoštevilo pri svojem opazovanju!

Skiciraj zgradbo Sonca!

Naštej in na kratko razloži pojave na sončevipovršini!

Razvoj skupin peg
 
 

Izdelek naj bo opremljen z ustreznimi podatki, kot na naslednji predlogi: