Západočeská pobočka

Fotografování bílé koróny

Zadání:

Získat snímky bílé koróny v době úplného zatmění Slunce.

Úvod do problematiky:

Ze sérií snímků bílé koróny bude možno stanovit tvar koróny, rozložení jasu koróny, určení struktury koróny a případně je použít i k dalším zpracováním. Veškerý získaný materiál bude archivován na jednom místě a bude k  dispozici dalším zájemcům o jeho využití. K získání snímků koróny se užívá objektivů o různých ohniskových délkách. Pro zachycení vnitřní koróny volíme dlouhofokální přístroje s malou světelností. Naopak k  vyfotografování vnější koróny se hodí krátkoohniskové komory s vysokou světelností. Expoziční doba nám pak umožňuje zachytit různé oblasti koróny. Je možné též užít barevných filtrů k získání snímků v určitém spektrálním oboru.

Tvar koróny úzce souvisí s  jedenáctiletým cyklem sluneční činnosti. V maximu aktivity mívá koróna tvar zhruba kruhový, zatímco v minimu je značně zploštělá. Na tuto skutečnost poukázal již roku 1879 C. A. Ranyard. V roce 1928 pak H. Ludendorff zveřejnil detailní práci v níž na základě zpracování údajů z  celkem 13 zatmění z let 1893 - 1927 přesvědčivě ukázal, že z izofot určené zploštění koróny je skutečně ve velice úzkém vztahu k fázi cyklu sluneční aktivity.

Celková jasnost koróny je přibližně milionkrát nižší než jas sluneční fotosféry. Její záři lze intenzitou přirovnat k jasnosti měsíčního úplňku (řádově 0.7). Největší jas má koróna těsně u okraje Slunce (nad tenkou vrstvou chromosféry). Se vzrůstající vzdáleností jasnost rychle ubývá. Rozdíly v rozložení jasu koróny studoval již kolem roku 1937 S. Baumach, který při zanedbání závislosti na heliografické šířce i vlivu změn tvaru koróny během jedenáctiletého cyklu sluneční aktivity, odvodil aproximační vzorec průměrného průběhu jejího jasu. Učinil tak na základě studia výsledků deseti úplných zatmění Slunce sledovaných v letech 1905 - 1929. Stanovil gradienty jasnosti - pro vnitřní korónu zjistil ubývání jasu koróny se sedmnáctou mocninou vzdálenosti, ve střední části koróny úbytek činí sedmou mocninu a konečně u  vnější koróny jas ubývá s dva a půltou mocninou vzdálenosti. Vzorcem tuto závislost vyjádřil následovně:

I = 0,053/r2.5 + 1,425/r7 + 2,565/r17 ,

kde I je jasnost koróny vyjádřená v  miliontinách jasu fotosféry středu slunečního kotouče a r značí vzdálenost od středu Slunce v jeho poloměrech. Ke kalibraci snímků, důležité při vlastním zpracovávání, je vhodné krátce před expozicemi koróny, nebo ihned po ní, na film vkopírovat jednoznačně definovanou intenzitní škálu.

Ze snímků lze následným zpracováním zvýraznit i strukturu koróny. Jedná se o techniku využívající počítačové zpracování digitalizovaných snímků, kterou se zvýrazní na první pohled málo zřetelné detaily struktury koróny. K získání uspokojivých výsledků je třeba pořídit sérii fotografií s co největším rozsahem expozičních časů z nichž se po zpracování následně složí celkový obraz struktury koróny.


Cíl experimentu:
  • Tvar koróny - získání hodnot e - zploštění (elipticity) koróny pro různé vzdálenosti z předem zpracovaných izofot koróny s  užitím příslušných vzorců. Po získání hodnot pro různá R - vzdálenosti od středu měsíčního kotouče - v oboru 1.0 < R < 2.0 vypočítat konstanty a0 a b0.
  • Jas koróny - získání izofot koróny a to ve vnitřní části s co největším rozlišením a ve vzdálenější do co největší dálky od Slunce.
  • Struktura koróny - získat co nejjemnější detaily struktury koróny.

Ve všech třech experimentech bude největší důraz kladen na porovnání výsledků získaných z různých stanovišť, jinými slovy snímků pořízených s časovým rozlišením až desítek minut, které nám dá možnost pokusit se vysledovat rychlé změny velkostrukturové stavby koróny. Právě to je důvod proč by s co největší přesností měly být dodrženy veškeré požadavky na užitý postup a především pak souslednost snímků při fotografování. Důležitá bude i co největší shoda použitých objektivů, aby odlišnosti vzniklé vlivy technického vybavení byly minimalizovány.


Materiální zabezpečení experimentu:
  • Tři (raději čtyři) fotografické kinofilmové přístroje, nejlépe s metrickým závitem M42x1 a s  uzávěrkou umožňující expozičními časy od 1s do 1/1000s, (např. Practica, Minolta), pro připojení objektivů s různou délkou ohniska. Prakticky nezbytná je také možnost připojení drátěné spouště.
  • Teleobjektiv MTO 1000 nebo Rubinar. Ohnisková vzdálenost kolem 1000 mm, průměr objektivu 100 mm, světelnost 11.5. Zorné pole 1° 50' x 1° 20'.
  • Teleobjektiv s ohniskem cca 300 mm a světelnost kolem 4.5. Závit shodný s tělem fotoaparátu (M42x1). Zorné pole 6° 50' x 4° 30'. V nezbytném případě lze použít objektivy v rozmezí ohnisek 250 mm až 500 mm. Pro získání požadované délky ohniska lze využít i  Barlovovy čočky.
  • Základní objektiv s ohniskem cca 50 mm a světelností 1.8. Závit shodný s tělem fotoaparátu (M42x1). Zorné pole 41° 00' x 27° 30'.
  • Tři (případně čtyři) drátěné spouště.
  • Tři masivní, pevné stativy, z nichž minimálně jeden by měl být osazen co nejednodušší, snadno ustavitelnou a bez obtíží ovladatelnou paralaktickou montáží vybaveno minimálně ručním pohonem v  rektascenzi. Montáž musí mít nastavitelný náklon pro rozdílné zeměpisné šířky v rozsahu úhlů 40° až 55°.
  • Tři (eventuelně čtyři) barevné negativní kinofilmy (24 snímků) značky - Kodak ROYAL GOLD 200, citlivost 200 ASA. Filmy budou zakoupeny hromadně a skupiny jimi budou vybaveny centrálně, aby bylo zajištěno použití jednotné série filmů (shodná citlivost k  různým barvám, zrnitost, gradient atp.). Pozorovatelé musí bezpodmínečně použít přidělené filmy.
  • Zařízení pro nafotografování intenzitní škály na filmy.
  • Přijímač časového signálu DCF77 s možností připojení k elektronickým stopkám.
  • Elektronické stopky s dostatečným počtem mezičasů (pamětí) pro přesné stanovení časů expozic.
  • Vhodné by bylo mít na pozorovacím stanovišti také dva bateriové magnetofony případně diktafony (pro odečet času a nahrávání činnosti - komentáře - v  průběhu úplného zatmění).
  • Vítaná bude možnost využít zařízení GPS k  určení maximálně přesné polohy pozorovacího stanoviště.
Provedení experimentu:

Poloha pozorovacího stanoviště by měla být vybrána v  nejtěsnější blízkosti osy zatmění na přesně určeném stanovišti se známou zeměpisnou délkou, šířkou i  nadmořskou výškou. K získání dostatečné přesnosti je nezbytné mít k dispozici co nejpodrobnější mapu okolí pozorovacího stanoviště (1 : 50 000) s vyznačením souřadnicové sítě. Vlastní pozorovací místo je nutno dobře popsat z hlediska umístění vůči významným bodům snadno identifikovatelným v mapě (křižovatky, kostel, výšková kóta, atp.) Ke stanovení souřadnic pozorovacího místa může sloužit i mobilní zařízení GPS. Je nutno provést několik měření (včetně údaje o čase jednotlivých měření) před i po zatmění.

Před zahájením experimentu musí být věnována pozornost co nejpřesnějšímu ustavení paralaktické montáže na níž bude umístěn teleobjektiv MTO 1000. Věnovat pozornost je však nutno i dalším dvěma stativům (mohou mít montáž azimutální) pro objektivy f-300 mm a f-50 mm. Usnadní to nejen sledování Slunce v průběhu zatmění, ale i následné zpracování snímků. Obraz koróny by měl být při každé expozici nastaven co nejblíže středu zorného pole. Pohyb fotoaparátů za Sluncem je nezbytně nutný pouze u komory osazené teleobjektivem f-1000 mm. Další dvě komory mohou být osazeny pevně (nutné co nejpřesnější vycentrování s  ohledem na pohyb Slunce během totality zorným polem (kotouček Slunce se za čas úplného zatmění posune po obloze o více než polovinu svého zdánlivého průměru). S předstihem musí být také provedeno pečlivé zaostření fotoaparátů. Při samotném úkazu už se nedoporučuje ostření jakkoli opravovat. Veškeré časy expozic je nutno vztahovat k okamžiku T2 (začátek úplného zatmění). V čase T2 by již měl běžet magnetofon (diktafon) s předem namluveným komentářem (odpočet a výzvy k důležitým úkonům - odstranění krytu objektivů, expoziční časy a natahování, odpočet stisknutí spouště) a akustický časový signál DCF77. Doporučit lze i  užití stopek s větším množstvím pamětí, které pomohou při stanovení přesných časů jednotlivých expozic snímků. Po skončení úplného zatmění lze stopky s pomocí přijímače DCF77 navázat na vědecký časový signál a určit absolutní okamžiky expozic (Tuto možnost lze doporučit, ale není nezbytná).

Expozice jednotlivými objektivy budou provádět tři pozorovatelé. Sled činností vyplývá z následující tabulky, která je společná pro všechny typy užitých objektivů (proto by měla být sladěna činnost všech tří pozorovatelů, kteří by měli exponovat vždy současně):


MTO 1000:
Teleobjektiv 300 mm:
Základní objektiv:

T2 + [s] 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110
Expozice 1 1/2 1/4 1/8 1/16 1/30 1/60 1/125 1/250 1/500 1/1000

Je žádoucí pokusit se co nejpečlivěji dodržet časový sled jednotlivých snímků, aby byla zajištěna jejich srovnatelnost s fotografiemi pořízenými, dle téhož programu, z dalších stanic sítě.


Zpracování výsledků:

Všechny filmy je nutno vyvolat společně. Získané záběry budou poté digitalizovány pomocí speciálního scanneru s  vysokým rozlišením přímo z negativů (2400dpi). Snímky budou pomocí některého grafického počítačového programu (např. Photoshop) zpracovány s ohledem na získání izofot různé intenzity. Jednotlivé získané izofoty bude možno proměřit s cílem získat průměry koróny v pozičním úhlu 0° (označení d1), 22.5° (d2), atd. až průměr v pozičním úhlu 157.5° (d8). Potom je zploštění koróny e dáno rovnicí:
a = [(d4 + d5 + d6) / (d1 + d2 + d8)] - 1 ,
kde průměry koróny d1, d2, ...d8 jsou vyjádřeny v  jednotkách měsíčního průměru. Takto určené zploštění koróny e se vztahuje ke vzdálenosti R, která je dána vztahem:
R = 1/3 * (d1 + d2 + d8) .
Tímto způsobem se postupně určí zploštění koróny pro různě izofoty, čili pro různé vzdálenosti R. V intervalu vzdáleností 1.0 < R < 2.0 platí závislost: e = a0 + b0 ( R - 1 ) , kde a0 značí zploštění koróny v bezprostřední blízkosti měsíčního okraje (R = 1) a a0 + b0 zploštění ve vzdálenosti jednoho poloměru Měsíce od jeho okraje (R = 2). Protože vzdálenost středu slunečního kotouče od středu měsíčního kotouče i rozdíl mezi slunečním a měsíčním diskem jsou v době úplného slunečního zatmění velmi malé, můžeme považovat s dostatečnou přesností a0 za zploštění koróny na slunečním okraji a a0 + b0 za zploštění ve vzdálenosti R = 2 od středu slunečního kotouče. Koeficienty a0 a b0 je možno vypočítat z hodnot e a R např. metodou nejmenších čtverců. Při určování jasu koróny se tradičně užívaly souřadnicově vypočtené jasy bodů tvořících radiální paprsky (vzhledem ke středu slunečního kotouče) s intervalem 10° . Jinými slovy ve směrech 0° , 10° , 20° ,..., 170° . Poté byly určeny hodnoty zčernání ve vzdálenosti jednotlivých zvolených kroků s nimiž bylo uvažováno při vytváření izofot. V nejjasnější části koróny je krok volen s malou gradací. S ubývajícím jasem je možno krok zvyšovat. Cílem měření je nalézt vzdálenosti (v radiálním směru od středu Slunce) se stejnou intenzitou zčernání postupně v intervalech po 10° po celém obvodu kružnice. Při využití digitalizovaných snímků bude snad možno jas koróny proložit izofotami kontunuálně a s  libovolně zvoleným krokem. Orientace snímků nebude prakticky dána ani v jednom případě umístěním fotografických komor na ustavených paralaktických montážích a proto bude nezbytné k jejich orientaci užít jasných protuberancí či jiných podobných zřetelně patrných detailů v koróně. Intenzity zčernání jednotlivých izofot mohou být v další fázi zpracování srovnány s intenzitami světelné škály pořízené krátce před (nebo po) fotografováním úplné fáze zatmění. Tento postup umožní absolutní kalibraci rozložení jasu v koróně. Posledním krokem zpracování by mělo být srovnání vyhodnocených jednotlivých odpovídajících si (časem expozice vzhledem k pozici Slunce za Měsícem a expoziční době) snímků z různých stanovišť (s přesně definovaným časovým odstupem) sítě, rozmístěných na ose stínu úplného zatmění, s ohledem na krátkodobé změny struktury rozložení jasu koróny. Z každé série snímků pořízených jedním objektivem se za pomoci počítačového zpracování pokusíme současně zvýraznit strukturu koróny. Každý snímek bude "rozostřen" pomocí filtru "kruhové rozostření" a odečten od původního nerozostřeného obrázku. Poté co takto budou připraveny všechny záběry série lze výsledné odečty složit (stranově správně zcentrované) na sebe. Výsledkem by mělo být zvýraznění jemné struktury koróny.



Zodpovídá: Karel Halíř

Autor článku: Karel Halíř
Aktualizace: 5. 10. 2007

© 2006-2019 Západočeská pobočka České astronomické společnosti