Opazovanje Sončevega izbruha razreda M5.9 - 24. avgust 2014 (samo enkrat v življenju), ASTRONOMSKI KROŽEK Gimnazije Šentvid & AD Vega
S P I K A,
strani 366 - 367, Spika 9 (2014)

Opazovanje Sončevega izbruha razreda M5.9,
- 24. avgust 2014 (samo enkrat v življenju)

Zorko Vičar

Ob rutinskem opazovanju Sonca skozi H-alfa teleskop Lunt 35 mm (Band Pass - pasovna širina: <0.7 Angstrema) sem doživel, skupaj z družino, presenečenje - izjemen izbruh (izjemen blišč, nekateri ta pojav imenujejo bakla ...) razreda M5.9, ki ga le redko lahko ujamemo v živo. Velika moč izbruha na robu Sonca čez dan, jasno vreme in ravno "mi" opazujemo ... - to je res redko doživetje, ki ga zlepa ne bomo pozabili.
Teleskop sem hotel že pospraviti, saj sem sosedovima malčkoma in očetu že pol ure kazal Sonce - vmes pa smo padli v pogovor o optiki, o šoli (otročka pa sta vneto "šraufala" vijake na teleskopu) ... A sem pred odločitvijo o končanju debate, še enkrat pokukal v teleskop in ob nepričakovanem prizoru, ves zmeden začel iskati ostrino in morebitne odboje v teleskopu (iz Sonca so namreč bruhali dolgi zublji plazme - takega prizora še nikoli nisem videl, tudi ne bral o podobnih opažanjih) - a ni bilo odbojev, ostrina je bila korektna ... Bili smo priča Sončevemu ozbruhu tipa M na robu Sonca. Spodaj je lestvica intenzitet (razredov) izbruhov glede na gostoto izsevane energije rentgenskih ali X-žarkov (izmerjene ob Zemlji - recimo iz satelita GOES):
Klasifikacija 	Vrh gostote energijskega toka pri intervalu valovne 
izbruha		dolžine 100-800 pikometrov (0,1 do 0,8 nm)	
	A 	< 10-7 (W/m2)
	B 	10-7 - 10-6
	C 	10-6 - 10-5
	M 	10-5 - 10-4
	X 	10-4 - 10-3  
To kaže, da smo opazovali izbruh izjemne moči, v rentgenski svetlobi je to tip M in sicer intenzivnosti 5.9, kar pomeni gostoto energijskega toka (rentgenske svetlobe):
J = 5.9*10-5 W/m2.
Hitrosti izbruhanega materiala ob maksimumu so bile kar 593 km/s = 2.1348 milijona km/h (to je dobrih dva milijona km/h!). V dvajsetih sekundah se je tako vzorec izbruha spremenil za približno premer Zemlje, kar se pa v bližini Sonca že da zaznati v živo.
Torej - kar v živo smo doživljali spremembe (dinamiko) v samem izbruhu - v izvrženem materialu, plazmi - vsaj tja do polmera Sonca daleč (do nekje 110 polmerov Zemlje vstran od Sonca).



Dva filma o dogajanju si lahko ogledate na spletnih nasolvih:
http://www.spaceweatherlive.com/community/topic/707-active-region-2151-m59/
https://www.youtube.com/watch?v=iKA9ZOnFlcM


Lok rumene barve predstavlja območje ob Soncu, do katerega v veliki večini primerov opazujemo aktivno območje ob površini nam najbližje Zvezde - protuberance in izbruhe - skozi H-alfa teleskope. Kakšen izbruh v obliki finih tankih laskov (kot skuštrani lasje izpod vikinških čelad) še sega izven tega območja, a kmalu izgine v temi vesolja. A izbruhi tipa M in X segajo daleč vstran od rumene meje - a se jih zelo redko opazi, opazuje. Nikjer na spletu nisem našel kamere, ki bi pokrivala okolico Sonca v H-alfa svetlobi vsaj na razdalji polmera ali premera Sonca. To je priložnost za amaterska astronomska društva - in to s pasovno širino filtra okrog 0.7 Angstrema in nikakor ne manj. To je sicer nekoliko protislovno, a ker se z ožanjem pasovne širine izgublja na svetlobi (sploh če je H-alfa teleskop majhnega premera), je ustreznejša prej širša pasovna širina kot ožja. Dobra prepustnost teleskopa pa je v okolici Sonca odločilna.

Izbruh se je začel ob 12:00, višek izbruha je bil ob 12:17, končal se je ob 12:25 po "UTC" času. Velika verjetnost za polarni sij, oziroma geomagnetne nevihte bi se pojavile 27. avgusta 2014, če bi seveda ena izmed komponent izbruha zadela tudi Zemljo.
Sproščena energija takih izbruhov je lahko tudi do 1/6 skupne oddane energije Sonca na sekundo, to je 6*1025 J energije.
Sončevi izbruhi (blišči) vplivajo na vse sloje Sončeve atmosfere (fotosfera, kromosfera in korona), grejejo plazmo do 10 milijonov Kelvinov in pospešuje elektrone, protone in teške ione, nekatere delce skoraj do hitrosti svetlobe. Povzročajo elektromagnetno sevanje na vseh valovnih dolžinah od radijskih valov do sevanja gama.


Posnetki sonde SOHO. Sami smo opazovali izbruhe do roba rdečega kroga (dober polmer Sonca vstran od površine Sonca), ki zastira Sonce (beli krog na sliki). Zunaj tega območja majhen Lunt ni več zbral dovoj H-alfa svetlobe.

Večina Sončevih izbruhov se pojavlja v aktivnih područjih okrog Sončevih peg, kjer močno magnetno polje prehaja iz fotosfere in se povezuje s korono. Moč dobi hipoma (traja minuto do nekaj deset minut) s sprostitvijo magnetne energije iz korone. Če so Sončevi izbruhi zelo močni, povzročijo izrazit koronalni tok (izmet) sončeve mase.
Rentgenska in ultravijolična svetoba, ki ju oddajajo Sončevi izbruhi, lahko vpliva na ionosfero Zemlje in ovira radijske komunikacije. Neposredne emisije Sončevih izbruhov na decimetrskih valovnih dolžinah lahko motijo delovanje radarjev in ostalih naprav, ki delujejo na teh frekvencah. Zaradi zelo hitrih delcev Sončevega vetra so ogroženi tudi sateliti.
Sončeve izbruhe sta otkrila Richard Christopher Carrington in neodvisno Richard Hodgson 1859. Takšne izbruhe so pričakovano opazili tudi na nekaterih drugih zvezdah.
Pogostost pojavljanja Sončnih izbruhov je od nekaj na dan, ko je Sonce aktivno, do enega na tedan, ko "miruje". Pogosteje se pojavljajo majhni izbruhi (te večinoma imenujemo blišče ali tudi bakle). Ko se v 11 letnem ciklu Sonceve pege pogostejše, je vidnih več izbruhov. Redko jih opazimo v vidnem delu spektra, lahko pa jih zaznamo v ekstremnem ultravijoličnem sevanju in rentgenski svetlobi - danes tudi amaterji dokaj dobro s H-alfa teleskopi.
Sončevi izbruhi najverjetneje nastajajo zaradi ponovnega magnetnega povezovanja (magnetic reconnection). To se dogaja, ko se srečajo magnetne silnice dveh magnetnih polj, ki imata nasprotno smer in se nato spojijo. Ta sprememba je povezana s sprostitvijo energije iz primarnega magnetnega polja v notranjosti Sonca.


Najmočnejši Sončev izbruh v zadnjih nekaj sto letih je 1. septembra 1859 opazoval angleški astronom Richard Carrington. V zadnjih letih je bil najmočnejši Sončev izbruh zaznan 4. novembra 2003 (na začetku razreda X28 in kasneje X45). Pred tem so 2. aprila 2001 izmerili razred X20. Napoved pojavljanja izbruhov je zelo negotova.


Opazovanje Sonca skozi zeres priročen H-alfa teleskop Lunt 35 mm, montiran na izjemno priročnem stojalu teleskopa (igračke) FirstScope.
Datum: 24. februar 2014 ob 14:30 po poletnem času.
Foto: Zorko V.



Približno taka je bila podoba v H-alfa teleskopu - vir: https://www.youtube.com/watch?v=KkpVABEf53k.
Izbruh smo opazovali še veliko dlje od roba Sonca, kot je to na sliki - do nekje 110 polmerov Zemlje vstran od Sonca. Če se je do sedaj ostalim članom družine zdelo, da je Sonce skoraj zmeraj enako (glih) - prag odziva na videno se je zato zelo povečal - so tokrat ob prizoru dobesedno obnemeli. Sonce s takim izbruhom da vsakemu misliti, kako izjemna je ta zvezda, ki nam daje življenje, hkrati pa lahko v trenutku vse pred sabo upepeli.
Telefoniral sem kolegom iz AD Vega v Ljubljano, da morebiti posnamejo ta enkraten dogodek - a je bilo oblačno. Ja poletje (julij, avgust) 2014 je bilo dejansko v zadnjih desetih letih najbolj oblačno - in posledično najmanj sonca (trajanja).
Tuji mediji so o tem izbruhu kar veliko poročali, naši mediji pa so bili na "počitnicah".



Primerjava Jupitra, Zemlje in Sonca s protuberancami. Protuberance (tudi prominence - Solar prominence) so relativno stabilne tvorbe in lahko ostanejo aktivne tudi nekaj dni. Plazma se oblikuje po primarnih magnetnih silnicah, a spet sam tok ionov tvori lastna magnetna polja - tako se vzpostavi zapletena dinamika. Znotraj celotnega spektra barv se protuberance skozi klasične filtre ne opazijo (prešibka svetloba - razen neposredno ob Sončevih mrkih). V H-alfa svetlobi pa protuberance lahko zelo nazorno opazujemo. Glede na izbruhe, blišče (Solar flare), ki trajajo do minute ali nekaj 10 minut (delno se opazijo skozi klasične filtre tudi v vidnem delu spektra - nekatri jih imenujejo bakle), imajo protuberance precej nižjo temperaturo. Včasih ni jasne ločnice glede izbruhov (bliščev) in protuberanc - tudi definicije se v določenih virih precej križajo.







Ostala opazovanja istega dogodka
Po prejemu Spike (sep. 2014) pa sem prebral, da je del izbruha (sledi po koncu) ujel tudi kolega Anton Špenko in sicer ob 15h. Tudi nad njegovim observatorijem so se podili oblaki. Ob 15h smo tudi mi še videli zadnje sledi izbruha, kot jih je posnel Anton.

Sledi nekaj ostalega gradiva - ki ni bilo objavljeno v članku (večinoma je bilo naknadno dodano).














Skica podobe izjemnega Sončevega izbruha (M5.9) - 24. avgust 2014 - skozi H-alfa teleskop. Samo enkrat v življenju. Grobo skico je narisal Vičar Zorko, opazovali so še Jene Marjetka, Ana, Matjaž in Veronika Vičar - kraj: Bučanje.



Prikaz magnetne poravnave silnic pri dveh permanentnih magnetih (z nasprotno polariteto), ki ju približamo. Na koncu se silnice med magnetoma prekinejo in spojijo med poloma. Pri tem se sprosti magnetna energija:
Em = (B2/2μ)V
B je gostota magnetnega polja, V je volumen koronarne zanke, μ je permabilnost snovi.
Naredimo vajo, oceno sproščene energije za močnejši Sončev izbruh.
Magnetno polje peg B je lahko tudi okrog 0.15 T = 1500 G (gauss = G), v vakuumu je μ = 4π * 10-7 VsA-1m-1, volumen cilindra zanke V = πR2L, R = 4.8 * 103 km, L = 2.5 * 104 km in volumen tako znaša okrog V = 2.8*1021m3.
Recimo za močnejše izbruhe velja ocena energije:
Em = (B2/2μ)V ≈ 3 * 1025 J.



Skica magnetne poravnave na robu Sonca.


Zaporedje diagramov kaže potek magnetnega polja med Sončevim izbruhom. Rumene puščice kažejo smeri v katere teče plazma med izbruhom.


Diagram ponazarja magnetno polje in gibanje plazme med Sončevim izbruhom. Rumene puščice označujejo smer gibanja plazme zaradi spreminjajočega se magnetnega polja.
Vir: http://cse.ssl.berkeley.edu/SegwayEd/lessons/exploring_magnetism/in_Solar_Flares/s4.html


Izbruh z modelsko dodanimi magnetnimi silnicami - wiki.


Magnetna poravnava - rekombinacija.
Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_reconnection


Vir: http://www.issibern.ch/teams/CornSource/ - Coronal Hard X-ray Sources in Solar Flares


Vir: http://www.astro.wisc.edu/~clinch/


Vir: http://solarmuri.ssl.berkeley.edu/~hhudson/cartoons/thepages/Liu.W.html

V zadnjih letih je bil najmočnejši Sončev izbruh zaznan 4. novembra 2003 (na začetku razreda X28 in kasneje X45 ). Pred tem so 2. aprila 2001 izmerili razred X20.
Napoved pojavljanja izbruhov je zelo negotova.


Če dolg daljnovod obravnavamo kot zaključeno električno zanko, lahko pričakujemo, da bo spremenljivo magnetno polje, ki je nastalo zaradi geomagnetne nevihte (tok ionov iz Sonca), induciralo napetost. Kako velika bi ta napetost lahko bila, je odvisno od več dejavnikov. Lahko pričakujemo tudi, da bo inducirana napetost imela vpliv na električne naprave. To so opazili že pri telegrafih in seveda v današnjem času razvejanega omrežja telekomunikacij in daljnovodov. Prišlo je do izpada omrežja, telefonskih central, itn.

"Eruptive M5.9 Solar Flare - August 24, 2014" - izbruh si lahko recimo ogledate na strani:
https://www.youtube.com/watch?v=iKA9ZOnFlcM
https://www.youtube.com/watch?v=iKA9ZOnFlcM




Primerjava slik v vidni (spodaj) in HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) svetlobi 617.3 nm (zgoraj) - izbruh se je zgodil ob pegi. HMI je inštrument za študij oscilacij in magnetnega polja na Sončevi površini ali fotosferi. HMI opazuje celoten Sončev disk na valovni dolžini 617.3 nm z resolucijo 1 ločne sekunde. Bolj je površina rdeča, močnejše je magnetno polje, večja je verjetnost za izbruh.


Primerjava Zemlje in Sonca - protuberance so iz prejšnjega cikla. Premer Sonca meri približno 109 zemeljskih premerov.

Glej tudi:
http://www.spaceweatherlive.com/community/topic/707-active-region-2151-m59/


Izbruh iz 15. novembra 2011 - M razred.
Vir: http://www.spaceweather.com/images2011/16nov11/prom_anim.gif?PHPSESSID=e4p1jrf93gvpcd62kgnoaljiu3


Zgradba Sonca in poimenovanje opazovanih fenomenov.
Razdalja Zemlja - Sonce je 1 a.e. (a.e. je astronomska enota) in znaša 150 milijonov km (to je 8,3 svetlobne minute). Premer Sonca je 1.392 000 km (to je 109X[premer Zemlje]), vrtilni ekvatorialni čas Sonca je 25.4 dni. Sonce je razbeljena plinska krogla – v resnici je večina snovi v stanju plazme – jedra in elektroni so, zaradi visokih temperatur, ločeni. Lastna teža Sonca stiska sredico do temperature blizu 15 000 000 K. V Soncu se zato nenehno dogaja zlivanje atomskih delcev (jeder), večinoma vodika v helij - nuklearne reakcije - pri čemer se sprosti ogromno energije (E = Δm*c2). Zaradi sevanja izgubi Sonce 4 milijone ton mase na sekundo – to je približno kocka vode z osnovnico 160 m (v minuti nekaj Blejskih jezer). Masa Sonca je 1,99 • 1030 kg (to je 333400X[masa Zemlje]). Del te energije obseva tudi Zemljo in zato je lahko na našem planetu nastalo življenje, ljudje. Sonce je naš najpomembnejši vir energije, do Zemlje nam pošlje v povprečju 1366 W svetlobnega toka na kvadratni meter (že en kvadratni meter je torej dovolj, da si skuhamo kosilo). Sonce naj bi imelo energije še za 5 milijard let – nastalo pa je pred 5-imi milijardami let. Smo torej še zmeraj v stabilni fazi Sončeve aktivnosti. Še zanimivost - koroški rojak dr. fizike Jožef Stefan je leta 1879 kot prvi na svetu pravilno izračunal temperaturo površine Sonca in sicer iz lastnega zakona o sevanju črnega telesa. To je hkrati tudi edini fizikalni zakon, ki se imenuje po kakem Slovencu. Stefan-Boltzmannov zakon: .

Jožef Stefan (* 24. marec 1835, Sveti Peter pri Žrelcu, sedaj predel Celovca, † 7. januar 1893, Dunaj). Njegov zakon o sevanju črnega telesa se glasi: j = σ*T4.


Za astronomski krožek: ZORKO Vičar

E-POŠTA, RFC-822: Zorko.Vicar@guest.arnes.si


Nazaj na aktualno stran.
Nazaj na domačo stran.