mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec - (EU

mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec - (EU

Projekt logo: Armella Leung, www.armella.fr.to
mgr Monika Chudy
mgr inż. Łukasz Maślaniec
Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach
Ten projekt został zrealizowany przy wsparciu
finansowym
Komisji Europejskiej.
Projekt lub publikacja odzwierciedlają jedynie stanowisko
ich autora i Komisja Europejska nie ponosi
odpowiedzialności
za umieszczoną w nich zawartość merytoryczną.
BEZPIECZEŃSTWO !!!
Wszystkie obserwacje obiektów widocznych na niebie w
pobliżu Słońca są NIEBEZPIECZNE! Należy podjąć
nadzwyczajne środki ostrożności w celu uniknięcia trwałej
utraty wzroku!
•NIGDY NIE PATRZ WPROST W SŁOŃCE BEZ ODPOWIEDNIEJ OCHRONY
OCZU - MOŻESZ OŚLEPNĄĆ W CIĄGU KILKU SEKUND!
•UPEWNIJ SIĘ, ŻE DO OCHRONY SWYCH OCZU UŻYWASZ WŁAŚCIWYCH
FILTRÓW OPTYCZNYCH.
•NIGDY NIE OBSERWUJ SŁOŃCA BEZPOŚREDNIO ( TO ZNACZY BEZ
ODPOWIEDNIEGO FILTRU) PRZEZ TELESKOP, LORNETKĘ LUB INNY
INSTRUMENT OPTYCZNY.
9 W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna
o średnicy 0.5º.
9 Średnia odległość Ziemia – Słońce równa jest
149600000 km.
9 Znając te dwie wielkości można obliczyć średnicę
Słońca (1 392 000 km).
9 W XVII wieku zauważono, że Słońce obraca się wokół
własnej osi w okresie około 28 dni, wirując w tym
samym kierunku co Ziemia – z zachodu na wschód.
9 Nie jest ono bryłą sztywną i jego części obracają się
w różnym czasie w zależności od położenia względem
równika słonecznego. Wolniej w okresie 31 dni –
obracają się punkty w pobliżu biegunów, w pobliżu
równika w okresie 27 dni.
Obserwacje Słońca wiążą
się z niebezpieczeństwem
trwałego uszkodzenia
wzroku, należy się zatem
właściwie zabezpieczyć
przed jego światłem.
Bezpieczne obserwacje
tarczy słonecznej
prowadzimy metodą
projekcji ekranowej lub
z zastosowaniem filtra
słonecznego.
Kompletujemy potrzebny sprzęt:
• Web kamerka z matrycą CCD
• Pierścień redukcyjny do połączenia
kamery z obiektywem
• Obiektyw fotograficzny bądź teleskop
• Statyw fotograficzny lub statyw
z montażem paralaktycznym
• Komputer
+
Obiektyw
fotograficzny
+
Pierścień redukcyjny
do połączenia kamery
z obiektywem (w naszym
przypadku gwint kamery
na gwint M42)
Kamerka
internetowa
Teleobiektyw Pentacon f=500mm + web kamerka Philips ToUcam Pro 840k
Długość ogniskowej obiektywu dobieramy stosownie do
planowanych obserwacji. Pamiętamy im ona jest dłuższa tym
mniejszym polem widzenia dysponujemy.
W tabeli obok zamieszczono pole widzenia dla
najpopularniejszych ogniskowych obiektywów
fotograficznych.
Pamiętajmy jednak ze podane wartości
odnoszą się do klatki filmowej o wymiarach
36x24 mm, podczas gdy matryca CCD ma
mniejsze rozmiary. W przypadku kamerki
Philips ToUcam Pro 840k jest to 4,6 x 3,97mm.
W naszym przypadku dla ogniskowej 500m
uzyskaliśmy pole widzenia równe 0,5 stopnia
a dla obiektywu 1000mm 16 minut.
Ogniskowa
[mm]
Pole
widzenia
[°]
35
63
50
46
105
23
300
8
500
5
1000
2,5
Statyw fotograficzny
z głowicą fotograficzną
Statyw z montażem
paralaktycznym
Ostrość – zazwyczaj przy obserwacjach nieba
z wykorzystaniem obiektywów fotograficznych
wystarczy ustawić nieskończoność
Przysłona – reguluje ilość wpadającego światła, np.
wartość przysłony równa 2 oznacza dla pokazanego
na zdjęciach obiektywu maksymalnie otwartą
przysłonę (do obiektywu wpada maksymalna ilość
światła),
wartość
16
określa
maksymalnie
przymkniętą przysłonę (do obiektywu wpada
minimum światła)
Przykładowe wartości przysłony:
2
5,6
1,6
Do obserwacji Słońca NIEZBĘDNY jest filtr, który
osłabi światło do bezpiecznego poziomu i nie
spowoduje uszkodzenia sprzętu
Alternatywą do drogich filtrów fotograficznych jest jego
samodzielne wykonanie z folii Baader Planetarium
Statyw z montażem paralaktycznym i prowadzeniem, Teleobiektyw
MTO-1000/10, Kamerka Philips 840k ToUcam II, Laptop
9Program do przechwytywania strumienia
wideo z kamery (omówienie na
przykładzie programu K3CCDTools)
9Program do obróbki cyfrowej (omówienie
na przykładzie programu RegiStax)
1. Wybieramy dogodne miejsce do obserwacji, tak aby nie
ograniczały nam widoczności żadne budynki bądź
drzewa.
2. Rozkładamy statyw, przykręcamy obiektyw, ale
nie kierujemy go na Słońce.
3. Zakładamy filtr.
4. Przykręcamy kamerkę.
5. Podłączamy komputer, wpinamy „stosowne kabelki”.
6. Sprawdzamy
wszystko,
szczególnie
poprawne
zamontowanie filtru!
7. Uruchamiamy oprogramowanie do kamerki.
8. Kierujemy obiektyw na Słońce.
W nim notujemy:
9
9
9
9
9
9
9
9
Datę obserwacji
Czas obserwacji
Miejsce obserwacji
Obiekt obserwacji
Osobę obserwującą
Metodę obserwacji
Dane sprzętu obserwacyjnego
Uwagi
Program
K3CCDTools
Okno główne
programu
Przycisk
włączania/wyłącznia
podglądu obrazu z kamerki
Okno podglądu
obrazu z kamerki
Mam włączony podgląd ale wciąż
nie mam obrazu…..
Wybieramy sterownik
odpowiedzialny za
przechwytywanie obrazu
W oknie „Video Source…” wybieramy
urządzenie z którego będzie
przechwytywany obraz.
(W naszym przypadku
Philips ToUcam Pro)
Dalej nic…..
A może po prostu obraz jest zbyt ciemny?
Na pasku narzędziowym
znajduje się skrót
umożliwiający otwarcie okna
„video source”
Wyłączamy tryb auto
Czas naświetlania
Wzmocnienie
Manipulując czasem naświetlania
oraz wzmocnieniem ustawiamy
takie parametry aby uzyskać jak
najlepszy obraz.
Zanim zaczniemy……
…warto zajrzeć do opcji.
Ustawiamy katalog
w którym zostaną zapisane
przechwycone klatki
Ustawiamy nazwy
zapisywanych plików
Przechwytujemy obraz z kamerki
Wybieramy liczbę
klatek jaka ma być
przechwycona
w ciągu sekundy –
wartość zalecana to
5 klatek na sekundę
Rejestrujemy serię klatek do pliku avi (np. 300)
Klawiszem ESC przerywamy proces.
Oczywiście można też każdą klatkę zapisać
osobno jako bitmapę, ale dużo praktyczniejsze
jest przechowywanie ich w jednym pliku.
To jeszcze nie wszystko…
Dodatkowo oprócz serii klatek zawierających obraz obserwowanego
obiektu ( w naszym przypadku plam słonecznych) powinniśmy
wykonać:
•Ciemną klatkę (dark frame) – wykonujemy ją z całkowicie zasłoniętym
obiektywem w tych samych warunkach co prowadzone obserwacje.
W czasie obróbki cyfrowej odejmiemy ją aby zminimalizować szumy
związane prądem ciemnym oraz gorące piksele.
•Płaskie pole (Flat field) – wykonujemy je rejestrując obraz jednorodnie
oświetlonego pola (np. niebo wieczorne), podczas obróbki dokonamy
dzielenia przez nie, celem usunięcia szumu związanego z nierówną
czułością pikseli.
W obu przypadkach podobnie jak dla wcześniejszych obserwacji
Dokonujemy rejestracji serii klatek (np. 100)
Obróbka materiałów uzyskanych w czasie
obserwacji zostanie pokazana na przykładzie
programu RegiStax
Tworzymy ciemną klatkę
i płaskie pole
Klikamy przycisk „select”
Wybieramy plik
zawierający ciemne klatki
Z menu Flat/Dark wybieramy „Create Darkframe”
Kiedy program zakończy
obliczenia zapisujemy
ich wynik jak bitmapę
W analogiczny sposób wykonujemy
„płaskie pole” tylko w tym przypadku
wybieramy z menu „Create Flatfield”
Obróbka materiału zarejestrowanego
w czasie obserwacji
Wczytujemy
wcześniej
przygotowaną
„ciemną klatkę”
i „płaskie pole”
Zaznaczamy ich
wykorzystanie
podczas obliczeń
Wczytujemy plik zawierający
zdjęcia naszego obiektu
obserwacji (w naszym
przypadku jest to Słońce)
Posługując się suwakiem
możemy przeglądać
wszystkie klatki.
Wybieramy najlepszą z nich
Na klatce zaznaczamy obiekt
zawierający szczegóły
(w naszym przypadku jest to
plama słoneczna). Należy
pamiętać aby zaznaczony
obszar był na tyle duży aby
wybrany obiekt nie znalazł się
na żadnej klatce poza nim
Wybieramy wielkość obszaru
na podstawie którego nastąpi
wyrównanie klatek
Wybieramy metodę
wyrównywania klatek
np. gradientową
Wciskamy
przycisk „Align”
a następnie
„Limit
Wciskamy przycisk
„Optymalize&Stack”
Na początku można skorzystać
z zalecanych przez program
ustawień FFT. Jeśli jednak nie
dają one oczekiwanych wyników
zachęcam do próby manualnego
ustawienia filtra FFT
Suwaki
poszczególnych
warstw ustawiamy tak
aby uzyskać jak
najlepszy efekt
Aby poprawić uzyskane zdjęcie
możemy posłużyć się
narzędziami powszechnie
spotykanymi w programach
graficznych.
Na koniec wciskamy „Do All”
Ostatnia zakładka
„Final” na niej
możemy dokonać
ostatnich poprawek.
Obróbkę kończymy
zapisując wynik
naszych działań
przyciskiem
„Save image”
9 Przejawem aktywności Słońca są plamy, protuberancje, rozbłyski
chromosferyczne.
9 Plamy znane były w starożytności, wspominano o nich w kronikach
chińskich, informowali o nich angielscy marynarze i staroruscy kronikarze.
9 Plamy to obserwowane w fotosferze słonecznej ciemne obszary
o rozmiarach od kilkunastu do 100 000 km i czasie życia od kilkunastu dni
do kilku miesięcy.
9 Środkowa część plamy zwana cieniem (umbra) i otoczona półcieniem
(penumbra) jest to około 1500oC chłodniejsza od otaczającej ją fotosfery
(dlatego plamy wydają się ciemniejsze mimo wysokiej temperatury).
9 Pola magnetyczne związane z plamami – pary plam zawsze wykazują
przeciwne biegunowości.
9 Grupy plam pojawiają się nagle. Początkowo najczęściej widoczne są dwie
plamy, po upływie czasu w ich otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po
2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba
plam maleje.
9 W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się
waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875)
i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat. Rozwiązanie
znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893).
9
9
9
9
9
9
9
9
Plamy słoneczne otoczone są tzw. pochodniami fotosferycznymi –
pochodnie są jaśniejsze a plamy ciemniejsze od niezakłóconej fotosfery
(tzn. to, że pochodnie mają wyższą temperaturę od obszarów
przyległych)
Pochodnie pojawiają się na kilka tygodni przed powstaniem plamy, czas
ich życia przekracza nawet o kilka miesięcy żywotność plamy.
Naukowcy przypuszczają że wiele elementów ziemskiego klimatu
uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa
Czy to przez liczbę plam lub grup zmienia się aktywność słoneczna?
Obie własności – grup i plam - złączył w jedno Rudolf Wolf (1816 – 1893)
Na podstawie obserwacji plam słonecznych udokumentowanych od roku
1700 można mówić o 11 – letniej a ściślej o 11,3 – letnim cyklu
aktywności słonecznej
Ostatnie minimum – 1996 rok.
Maksimum – 2001 rok – przeciągnęło się do 2002 roku.
9 Szwajcarski astronom
9 Całe życie poświęcił badaniu
cyklicznych zmian aktywności
słonecznej i jej związków
z ziemskim magnetyzmem
9 Naukowcy przypuszczają, że
wiele elementów ziemskiego
klimatu uzależnione jest od
wahań parametru tzw. liczby
Wolfa
Jest miarą aktywności Słońca i obliczamy ją w następujący sposób:
W = (10g + p)k
gdzie:
g - to liczba grup plam
p - liczba plam
k - jest współczynnikiem pozwalającym na porównanie wyników uzyskanych
przez różnych obserwatorów
9 Grupy plam pojawiają się nagle
9 Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich
otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe.
9 Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba
plam maleje.
9 W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się
waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875)
i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat.
9 Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893)
g=1
p=37
Liczba grup
g=1
Liczba plam
p = 37
g=2
p=2
g=1
p=1
g=2
p=2
Liczba grup
g=7
Liczba plam
p=7
Liczba Wolfa
W = 77
g=2
p=2
Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać
ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych
fotografii i filmów, po bardziej zaawansowane
np. animacje życia plamy słonecznej.
Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji
przez młodzież ma duże walory poznawcze
i dydaktyczne.
Zachęcamy wszystkich do własnych
eksperymentów.
eksperymentów
Na koniec kilka zdjęć jakich udało nam się wykonać
w czasie naszych obserwacji.
f = 1000mm
f = 500 mm