Jak wykonać obserwacje Słońca za pomocą kamerki internetowej? mgr Monika Chudy (monika@moa.home.pl) mgr inż. Łukasz Maślaniec (lukasz@moa.home.pl) Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach

Słońce W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna o średnicy 0.5º. Średnia odległość Ziemia – Słońce równa jest 149600000 km. Znając te dwie wielkości można obliczyć średnicę Słońca (1 392 000 km). 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. 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.

Jak bezpiecznie obserwować Słońce? 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.

Przygotowanie do obserwacji 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

Budujemy zestaw do obserwacji Obiektyw fotograficzny + + Pierścień redukcyjny do połączenia kamery z obiektywem (w naszym przypadku gwint kamery na gwint M42) Kamerka internetowa Obiektyw fotograficzny

Przykładowy zestaw po zmontowaniu elementów 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

Montaż Statyw fotograficzny z głowicą fotograficzną Statyw z montażem paralaktycznym

Co należy ustawić? Przykładowe wartości przysłony: 2 5,6 1,6 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

O czym należy pamietać? 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

Samodzielne wykonanie filtru Filtr nie służy do wizualnych obserwacji Słońca!!! Nieprawidłowe wykonanie może spowodować uszkodzenie kamerki!!! Folia Baader Planetarium jest dostępna w sklepach ze sprzętem astronomicznym, fotograficznym. Sprzedawana jest rulonach bądź konfekcjonowana.

Samodzielne wykonanie filtru Do wykonania zużyjemy dowolny rozbieralny filtr optyczny pasujący do naszego obiektywu. Wykorzystamy z niego obręcze. Wykręcamy wewnętrzny pierścień i usuwamy z niego oryginalne szkło.

Samodzielne wykonanie filtru Z wcześniej zakupionej folii Baader wycinamy okrąg o średnicy umożliwiającej umieszczenie go w metalowej obsadzie. Pierścień wykonany z twardego kartonu ułatwi umieszczenie folii w oprawce. Tak przygotowany element umieszczamy w miejscu oryginalnego szkła, a następnie skręcamy pierścienie.

Przykładowe stanowisko obserwacyjne Statyw z montażem paralaktycznym i prowadzeniem, Teleobiektyw MTO-1000/10, Kamerka Philips 840k ToUcam II, Laptop

Oprogramowanie Program do przechwytywania strumienia wideo z kamery (omówienie na przykładzie programu K3CCDTools) Program do obróbki cyfrowej (omówienie na przykładzie programu RegiStax)

Zakładamy dziennik obserwacyjny W nim notujemy: Datę obserwacji Czas obserwacji Miejsce obserwacji Obiekt obserwacji Osobę obserwującą Metodę obserwacji Dane sprzętu obserwacyjnego Uwagi

Prowadzimy obserwacje! Wybieramy dogodne miejsce do obserwacji, tak aby nie ograniczały nam widoczności żadne budynki bądź drzewa. Rozkładamy statyw, przykręcamy obiektyw, ale nie kierujemy go na Słońce. Zakładamy filtr. Przykręcamy kamerkę. Podłączamy komputer, wpinamy „stosowne kabelki”. Sprawdzamy wszystko, szczególnie poprawne zamontowanie filtru! Uruchamiamy oprogramowanie do kamerki. Kierujemy obiektyw na Słońce.

Przycisk włączania/wyłącznia podglądu obrazu z kamerki 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)

A może po prostu obraz jest zbyt ciemny? 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)

Megabajty danych i co dalej? 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)

Wybieramy metodę wyrównywania klatek np. gradientową 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

Na koniec wciskamy „Do All” 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 Ostatnia zakładka „Final” na niej możemy dokonać ostatnich poprawek. Obróbkę kończymy zapisując wynik naszych działań przyciskiem „Save image”

Plamy słoneczne Przejawem aktywności Słońca są plamy, protuberancje, rozbłyski chromosferyczne. Plamy znane były w starożytności, wspominano o nich w kronikach chińskich, informowali o nich angielscy marynarze i staroruscy kronikarze. 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. 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). Pola magnetyczne związane z plamami – pary plam zawsze wykazują przeciwne biegunowości. 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. 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).

Aktywność słoneczna 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.

Rudolf Wolf (1816 - 1893) Szwajcarski astronom Całe życie poświęcił badaniu cyklicznych zmian aktywności słonecznej i jej związków z ziemskim magnetyzmem 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: Liczba 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 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. 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)

Obliczanie plam g=1 p=37 Liczba grup g = 1 Liczba plam p = 37

Obliczanie liczby Wolfa 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

Podsumowanie 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. Na koniec kilka zdjęć jakich udało nam się wykonać w czasie naszych obserwacji.

f = 1000mm

f = 500 mm

Życzymy wszystkim pogodnego nieba