Hvězdárna Valašské Meziříčí - sluneční observatoř

CCD pozorování Slunce na Hvězdárně Valašské Meziříčí

Pozorování Slunce pomocí CCD techniky na Hvězdárně Valašské Meziříčí v současnosti prováníme pomocí kamer G1-2000 od firmy Moravské přístroje (Zlín).

Podle oblastí zájmu bychom naše pozorování mohli rozdělit na tři části:

1.    Pozorování fotosféry – přehledové a detailní snímky slunečních skvrn:

Přehledové snímky se fotografují klasickým způsobem na planfilm 9x13 cm. Detailní snímky slunečních skvrn pořizujeme pomocí CCD kamery umístěné za Herschelův helioskopický systém na dalekohledu o průměru 200 mm a s ohniskovou vzdáleností 3 000 mm (tento program se rozbíhá, 2013).

2.    Pozorování chromosféry

a) Přehledové a detailní snímky v čáře H-alfa: Pomocí dalekohledu LUNT LS60Ha/B1200 a CCD kamery pořizujeme přehledové snímky celého slunečního disku a protuberancí. K detailnímu snímkování používáme chromosférický dalekohled (135mm/2350 mm, efektivní ohnisko 5170 mm, H-alfa filtr DayStar 0,7 Ä). Zaměřujeme se především na erupčně aktivní oblasti, filamenty a protuberance. Ke sledování detailů protuberancí slouží rovněž protuberanční koronograf, který v roce 2013 prošel rekonstrukcí (tento program se ve spojení s CCD rozbíhá, 2013).

b) Pozorování chromosféry v čáře CaK (tento program se rozbíhá, 2013): K pořizování přehledových snímků používáme dalekohled LUNT LS60T CaK/B1200 a CCD kameru. Detailní snímky aktivních oblastí pořizujeme pomocí dalekohledu 120 mm/1200 mm (s efektivním ohniskem 2400 mm)

CCD technika a Slunce

První experimenty s pozorováním Slunce pomocí CCD techniky se na Hvězdárně Valašské Meziříčí uskutečnily v roce 1997. Od roku 1999 byla pravidelně prováděna pozorování protuberancí a později (od roku 2001) pozorování chromosféry pomocí CCD videokamery OSCAR. Tato kamera sice obraz snímá digitálně, ale jejím výstupem je sekvence snímků v podobě analogového videosignálu.

V roce 2008 jsme pro pozorování Slunce zakoupili první CCD kameru G1-2000 od firmy Moravské přístroje a. s., jejímž výstupem jsou jednotlivé digitální snímky. Kamera je osazena čipem SONY ICX274AL o rozměrech 7,2 x 5,4 mm. Čip poskytuje hloubku obrazu 14 bitů a digitální převodník kamery pracuje s 16 bity, tedy 65 538 úrovněmi šedé. Snímky mají rozlišení 1628 × 1236 pixelů při velikosti obrazového bodu 4,4 µm. Křivka spektrální citlivosti čipu má maximum na vlnové délce ~500 nm, v oblasti H-alfa se citlivost pohybuje kolem 60 % oproti maximu stejně jako v čáře CaK.

Kamera není chlazená (pouze větraná), což vede k relativně velkému tepelnému šumu, který ale při našich pozorováních Slunce není kritickým faktorem. K počítači je kamera připojena pomocí rozhraní USB, ze kterého je napájena a zároveň přes něj probíhá přenos dat (snímků). Elektronická závěrka umožňuje pořizování snímků s nejkratšími expozičními časy v řádu 0,001 s a elektronika dokáže vyčíst 2 snímky za sekundu.

Výstup z kamery

Systém práce s CCD kamerou je výrazně odlišný od klasické fotografie. CCD kameru ovládáme prostřednictvím počítače a výstupní data získáváme v digitálním formátu (fits), který zpracováváme a archivujeme pomocí vhodného softwaru.

Jednotlivý snímek z CCD kamery nepředstavuje hotová data. Výstup z kamery je zatížen řadou artefaktů daných fyzikálními vlastnostmi a konstrukcí přístrojů, se kterými se musíme vyrovnat. Na straně kamery je to tepelný šum (i když vstupní signál do systému bude nulový – do dalekohledu nevstupuje světlo – na snímku z kamery nalezneme zaznamenaný takzvaný tepelný šum, jehož intenzita je úměrná teplotě snímače) a vyčítací šum (signál, který se ke každému snímku přidá v průběhu procesu vyčítání – stahování z čipu). Oba druhy šumu lze dobře eliminovat pomocí temného snímku (dark frame, dark), který reprezentuje právě pouze tyto signály - šumy. (Např. pořídíme-li snímek objektu s expozičním časem 0,01 s a následně za stejných podmínek snímek s expozicí opět 0,01 se zakrytým dalekohledem. Po vzájemném odečtení snímků dostaneme záběr bez tepelného a vyčítacího šumu.)

Při průchodu světla použitým dalekohledem dochází v důsledku optických vlastností přístroje k nerovnoměrnému osvětlení čipu v ohniskové rovině. Podobný efekt mohou způsobit jemné prachové částice na některých optických členech či samotném čipu. Snímek bez těchto vad získáme tak, že pořídíme takzvaný flatfield neboli flat (záběr rovnoměrně osvětlené plochy, který reprezentuje nerovnoměrnosti při průchodu světla optickým systémem). Na flat je potřeba pohlížet jako na samostatný snímek se signálem, a proto jej také musíme opravit o samostatný dark.

Ze statistických důvodů pořizujeme vždy několik temných snímků i flatů a pro redukci snímku připravujeme takzvaný masterdark a masterflat.

Úprava snímků

Abychom snímek mohli opravit (kalibrovat), potřebujeme série tří různých snímků, které si časově odpovídají – surový snímek Slunce (raw), masterflat a masterdark. Ze série darkframe snímků vytvoříme jejich medián, který označujeme jako masterdark (dva různé snímky typu masterdark pro snímky chromosféry a pro flat). Aplikací darku na flatsnímky a následným zprůměrováním vytvoříme masterflat. Masterdark a masterflat pak aplikujeme na surové snímky. Po úpravě dostáváme snímek ve formátu FITS. Z takto upravených snímků jsou vybrány ty nejostřejší a archivovány.

Účel pozorování a cíle pozorovacích kampaní

Pozorování Slunce má nejen význam pro sledování projevů sluneční činnosti, jejich vzájemných vazeb a zákonitostí, ale v nemalé míře i význam edukační a motivační. V rámci zájmové činnosti dětí a mládeže je pozorování Slunce s následným zpracováním vhodným nástrojem a formou pro motivaci a seznámení se se základními technikami snímání a zpracování digitálního obrazu i obecně vědecké či odborné práce.

V rámci odborného pozorovatelského programu chceme sledovat a studovat především následující jevy:

  • časový a prostorový vývoj erupcí v chromosféře a jejich vliv na konfiguraci filamentů (protuberancí) v aktivní oblasti a jejím okolí
  • projevy změn morfologie aktivních oblastí ve fotosféře a chromosféře v závislosti na intenzitě a časovém průběhu erupční aktivity oblasti
  • časový a prostorový výskyt protuberancí typu výtrysk (surge) v aktivních oblastech (Kde jsou tyto jevy ukotveny v chromosféře? Jsou rekurentní? Odhad celkové energie v rámci času.)
  • morfologie a dynamika aktivních protuberancí (zejména eruptivních)
     

Připravované akce

Přednáška "Zpráva o zatmění Slunce 21. srpna"
16. 10. 2017, 19:00 hodin, Zlín

 


Vyhledávání

 

Novinky a aktuality

Rok 2019 - Slunce 281 dní beze skvrn!

08.01.20

V minulém článku (z 17. 12. 2019) jsme informovali o překročení rekordu (kosmického věku) v počtu dní, kdy bylo Slunce v roce 2019 bez slunečních skvrn. Nyní přinášíme konečné číselné údaje. Hodnota tohoto rekordu se zastavila na čísle 281 dní (což je 77%).    

Rekord v počtu dní bez slunečních skvrn!

17.12.19

Už nyní (od 15.12.) byl překonán rekordní počet dní, kdy bylo Slunce "čisté" - bez jediné sluneční skvrny. Rekord kosmického věku platil donedávna pro rok 2008, kdy byl počet dní beze skvrn 268. Do konce roku nám ještě několik dní zbývá, proto s největší pravděpodobností není ještě toto číslo konečné. Jak to nakonec dopadne, budeme informovat po Novém roce.

Kosmické záření se blíží ke svému rekordu

25.10.19

Solarní minimum je tu a je hluboké. Počty slunečních skvrn naznačují, že je jedním z nejhlubších minim kosmického věku. Magnetické pole Slunce (a sluneční vítr) slábne a dovoluje vnikat dalšímu kosmickému záření do Sluneční soustavy.  Detektory neutronů na Geofyzikální observatoři Sodankyla v Oulu (Finsko) ukazují, že kosmické záření není daleko od svého rekordu.