RNDr. Vojtech Rušin, DrSc.
Astronomický ústav SAV
Jedným z hlavných programov novozaloženého Štátneho observatória na Skalnatom plese bolo pozorovanie slnečnej fotosféry – slnečných škvŕn. Tieto vizuálne pozorovania od samotného počiatku prispievali k tvorbe jednotného radu Wolfovho čísla slnečných škvŕn, ktoré sa robilo na báze zűrišskej verzie. Prof. V. Guth navrhol rozšíriť pozorovanie Slnka o najvrchnejšiu zložku slnečnej atmosféry – korónu. Pozorovania slnečnej koróny sa mali robiť z Lomnického štítu, kde podmienky na jej pozorovanie mali byť ďaleko lepšie ako na Skalnatom plese, a zároveň by sa tak realizovala pôvodná myšlienka dr. A. Bečvářa. Prof. V. Guth vo svojom zdôvodňujúcom liste (žiaľ dátum nie je známy, ale ide asi o rok 1952) pre výstavbu nového observatória na Lomnickom štíte okrem iného píše: „Sledovaní změn v koroně je však i velmi významné z hlediska telekomunikačního, protože umožňuje předpovídati poruchy v bezdrátovém styku stanic nebo zařízení elektronických (radar a pod.) a má proto i eminentní význam pro běžný provoz a tím i pro obranu státu. Teměř ve všech státech se nyní organisují sluneční pozorovaní k těmto účelum (již za poslední války byly oběma válčícími stranami položeny základy k vybudováni této služby)“. V tomto období, a možno aj v tejto vete treba hľadať zárodok výskumu slnečnej koróny na súčasnom Astronomickom ústave SAV, ako aj zárodok vybudovania koronálnej stanice na Lomnickom štíte, ktorá sa dokončila v roku 1961, a prvé pozorovanie protuberancii cez H-alfa filter sa uskutočnilo 15. septembra 1962. S pravidelným výskumom slnečnej koróny pomocou koronografu sa začalo v roku 1965 a pokračuje dodnes. Výskum slnečnej koróny počas úplných zatmení Slnka však začal o celých desať rokov skôr, už v roku 1954.
Slnečná koróna ako vieme, je najvrchnejšia zložka slnečnej atmosféry, ktorá vo forme slnečného vetra zasahuje ďaleko za obežnú dráhu našej Zeme. Nezriedka hovoríme, že Zem sa nachádza v slnečnej koróne. Koróna je vysokoštruktúrny, veľmi horúci, ale riedky a veľmi dynamický útvar, ktorý do vynájdenia koronografu B. Lyotom v roku 1930 sa dal pozorovať len počas úplných zatmení Slnka Mesiacom. Koróna sa skladá z nasledovných zložiek:
E (emisná) koróna. Je to vlastné svetlo slnečnej koróny, ktoré vzniká prechodmi elektrónov vo vysokoionizovaných atómoch železa, vápnika, niklu a pod. Vo vizuálnej oblasti spektra sa pozoruje asi 33 spektrálnych čiar, z nich najjasnejšia a najznámejšia je emisná spektrálna čiara 530,3 nm (zelená čiara), ktorá patrí trinásťkrát ionizovanému železu (Fe XIV). Táto spektrálna čiara sa po prvý krát pri zatmeniach pozorovala v roku 1869. Svetlo E koróny je polarizované a jej stupeň závisí od konkrétnej emisnej spektrálnej čiary.
K (spojitá, elektrónová) koróna, ktorej svetlo vzniká rozptylom fotografického žiarenia na voľných elektrónoch. Záznamy o slabom, namodralom svetle okolo tmavého Mesiaca siahajú do dávnej minulosti, približne 300 rokov pred našim letopočtom, ale dôkaz o tom, že toto svetlo nie je atmosférou Mesiaca či fatamorgánou v zemskej atmosfére podali až Warren de la Rue a A. Secchi v roku 1860, na základe analýzy fotografických pozorovaní koróny počas úplného zatmenia. Spektrum K koróny je spojité a jej svetlo je polarizované
F (Fraunhoferova) koróna. Od svetla K koróny bola odseparovaná až v roku 1948. Jej svetlo vzniká rozptylom žiarenia fotosféry na prachových časticiach v medziplanetárnom priestore. Pokračovaním F koróny je vlastne aj zvieratníkové svetlo, ktoré môžeme zriedka vidieť na rannej oblohe pred východom Slnka na jar, a po západe Slnka na západnom obzore na jeseň. Spektrum F koróny vykazuje absorpčné spektrálne čiary, a svoje meno dostala podľa Fraunhofera, objaviteľa tmavých absorpčných čiar v slnečnom spektre. Dominuje vo výškach nad 3 polomery Slnka (1 polomer Slnka = 696 tisíc km), a často sa hovorí, že to vlastne ani koróna nie je. Svetlo F koróny nie je polarizované. Pre K a F korónu sa používa aj termín „biela koróna“.
T (tepelná) koróna. Tento termín sa zaviedol po pozorovaní koróny v roku 1965, keď sa vo výškach okolo 4 polomerov Slnka objavil v infračervenej oblasti spektra nadbytok žiarenia. T koróna je vlastne reemisia žiarenia fotosféry, ktoré v infračervenej oblasti spektra vysiela nahriaty prach.
S (sublimačná) koróna. Termín pre túto veľmi diskutabilnú zložku koróny sa objavil v slnečnej fyzike po roku 1998, keď ruský vedec R.R. Guljaev oznámil, že v blízkosti H a K čiar pozoroval slabé emisné spektrálne čiary, ktoré by mali vytvárať molekuly po sublimácii prachových častíc medziplanetárnej hmoty vo výškach asi 20 polomerov Slnka.
Tento úvod o slnečnej koróne som uviedol najmä z toho dôvodu, že pozorovanie slnečnej koróny počas úplných zatmení Slnka umožňuje robiť celú škálu vedeckých experimentov, ktoré prispievajú k poznaniu jej fyzikálnych, dynamických a morfologických vlastností, a to nielen pre poznanie Slnka ako hviezdy, ale aj pre štúdium zákonov magnetohydrodynamiky a vzťahov Slnko – Zem. Dnes, aj napriek pozorovaniu slnečnej koróny zo Zeme, družíc a kozmických sond, v čase úplných zatmení alebo mimo nich, stále existujú otázky, ktoré nie sú zodpovedané. K nim patria najmä:
mechanizmus ohrevu slnečnej koróny (teplota koróny je asi 1-5 miliónov K)
doplňovanie hmoty zo slnečného povrchu do koróny (ak by tomu tak nebolo, v dôsledku expanzie by sa koróna „vyparila“ asi za 30 minút)
štruktúra koróny a jej spojitosť s magnetickým poľom vo fotosfére, resp. útvarmi vo fotosfére (dnes sa v koróne pozorujú štruktúry o rozmeroch od 800 do 120 tisíc km)
urýchľovanie častíc z koróny na supersonické rýchlosti (až na 800 km za sek)
veľkosť a orientácia magnetických polí v slnečnej koróne (zatiaľ sa magnetické polia priamo v koróne nemerajú)
existencia neutrálnej hmoty v koróne (i napriek tomu, že koróna je plazma, sú teoretické a pozorovacie doklady o tom, že vo vybraných miestach by mala existovať veľmi nízka teplota, približne 10 tisíc K).
Ako sme uviedli už skôr, s plánom na realizáciu výskumu slnečnej koróny na Lomnickom štíte sa začalo v 50-tych rokoch 20. storočia, a vtedy sa zrodila aj myšlienka vysielať expedície za zatmeniami Slnka, ktoré by rozširovali obzor vedomostí o slnečnej koróne. Treba zdôrazniť, že slnečnú korónu počas úplných zatmení Slnka pozorujú a študujú aj takí astronómovia, ktorí nemajú k dispozícií koronálnu stanicu ako my na Lomnickom štíte. V doterajšej histórii Astronomického ústavu od roku 1954 bolo zorganizovaných celkom 17 expedícií (na zatmenia Slnka v rokoch 2001 a 2003 išli z ústavu po 2 na sebe nezávislé expedície). Ich prehľad je uvedený v Tabuľke 1.
Vedecký program našich expedícií vychádzal z reálnych finančných možností na zakúpenie prístrojov a ich dopravy na miesto úplného zatmenia Slnka, a bol s menšími obmenami nasledovný:
Štruktúra a fyzikálne vlastnosti bielej koróny (všetky zatmenia)
Polarizácia bielej a emisnej koróny (1973, 1980, 1981, 1983, 1990, 1991)
Spektrum emisnej koróny (1973, 1999)
Hľadanie neutrálnej hmoty v koróne (1994, 1999, 2001, 2002)
Hľadanie intramerkuriálnych planét (1973), kontakty zatmenia (1954), testovanie družicového koronografu.
AsÚ SAV vyslal 17 expedícií za zatmeniami Slnka, od roku 1994 len pomocou sponzorov alebo z grantov (expedícia v roku 1991 bola spolovice hradená od sponzorov, spolovice z grantu). Expedície v rokoch 1973, 1980, 1981, 1983 a 1990 boli hradené z mimoriadnych dotácií MF, ktoré boli účelovo pridelené SAV. Podobným spôsobom MF prispelo určitou čiastkou na expedíciu Ing. Klocoka v roku 2002. Na základe zatmeňových pozorovaní, ktorých časové trvanie je doteraz 45 minút a 20 s, sa dosiahli nasledovné výsledky vo výskume slnečnej koróny (uvádzam len tie najdôležitejšie):
1/ Boli potvrdené zmeny štruktúry bielej koróny s fázou cyklu slnečnej aktivity a našiel sa všeobecný vzťah medzi jej sploštením (odchýlkou izofot od kruhového tvaru) a fázou tohto cyklu. K istému „šumu“, týkajúcemu sa závislosti štruktúry koróny na cykle slnečnej aktivity (v maxime cyklu sú veľké prilbicovité koronálne lúče, so základňou okolo 120 tisíc km, rozložené okolo celého limbu Slnka, kým v okolí minima cyklu sa tieto lúče nachádzajú len v okolí slnečného rovníka) došlo pri zatmení Slnka v roku 1991, keď rozdelenie koronálnych lúčov pripomínalo skôr korónu minima, hoci maximum slnečnej aktivity sa pozorovalo len dva roky skôr. Vysvetlením môže byť rozdielna poloha rotačnej osi Slnka a osi magnetického dipólu.
2/ Na základe sklonu polárnych lúčov sa odvodila dĺžka hypotetického dipólového magnetu, ktorého veľkosť s fázou cyklu by sa mala meniť. Úzke polárne lúče sa pozorujú v bielej koróne len v okolí minima cyklu slnečnej aktivity, keď magnetické pole Slnka má tvar dipólu a tieto polárne lúče prezentujú otvorené siločiary magnetického poľa.
3/ Zistila sa závislosť medzi vypočítanou štruktúrou magnetických polí v koróne na základe meraní magnetických polí vo fotosfére a pozorovanou štruktúrou slnečnej koróny v bielom svetle.
4/ Našla sa závislosť medzi integrálnym jasom bielej koróny a fázou cyklu slnečnej aktivity. Biela koróna je v maxime cyklu trikrát jasnejšia a teda aj hmotnejšia ako v minime cyklu.
5/ Počas zatmenia Slnka v roku 1980 sa na základe pozorovaní z Kene a našich pozorovaní z Indie podarilo určiť rýchlosť ejekcie koronálnej hmoty a odhadnúť jej hmotnosť. V dejinách zatmení Slnka sa vývoj ejekcie koronálnej hmoty pozoroval zatiaľ iba raz.
6/ Vypracoval sa model dynamickej koróny v maxime cyklu slnečnej aktivity s určením priebehu hustoty, teploty a a rýchlostí rozpínania bielej koróny.
7/ Určil sa zdroj vysokorýchlostných častíc slnečného vetra pri geomagnetickej poruche koncom júla 1981, ktorý predstavovala koronálna diera (miesto v slnečnej koróne zníženej hustoty a teploty a tým aj zníženej svietivosti) nad západným okrajom Slnka.
8/ Našla sa antikorelácia medzi polarizáciou a intenzitou zelenej koronálnej čiary, to znamená, že čím je vyššia intenzita zelenej koróny, tým je nižšia jej polarizácia a naopak. Okrem toho, existencia dvoch vetiev tejto antikorelačnej závislosti nasvedčuje, že matrica rozptylu v čiare závisí na charaktere magnetického poľa rozličných koronálnych štruktúr. To vyvoláva potrebu nových kvalitných meraní polarizácie v emisných spektrálnych čiarach koróny, veľkosti magnetických polí v koróne a teoretických výskumov polarizácie emisných spektrálnych čiar na základe reálnych hustôt v slnečnej koróne.
9/ Na základe polarizácie bielej koróny sa spresnilo reálne rozloženie štruktúr bielej koróny voči zornému lúču, vývoju koronálnych štruktúr a rozloženiu magnetických polí v slnečnej koróne a pod.
10/ Analýza spektier a presná fotometria nepotvrdili ani nevyvrátili existenciu neutrálnej hmoty v koróne.
11/ Na základe štúdia emisnej spektrálnej čiary 530,3 nm sa určila horná hranica abundancie železa v slnečnej koróne.
12/ Bol otestovaný mimozatmeňový koronograf s vonkajšou clonou pre program INTERKOZMOS (Džavala Gera, 1980; Tarma, 1981).
Okrem týchto hlavných výsledkov, ktoré majú zásadný význam pre tvorbu modelov slnečnej koróny a jej vplyvu na urýchľovanie častíc slnečného vetra, zatmenia Slnka priniesli aj celý rad podružných výsledkov, ktoré sa začínajú využívať buď v samotnom výskume slnečnej koróny alebo „nazbieraní“ skúsenosti pre iné oblasti výskumu. Spomeňme napríklad digitalizáciu zatmeňových snímok, vylepšovanie matematických metód na spracovanie obrazu tak, aby výsledný obraz koróny, robený časovou postupnosťou snímok bol taký ako obraz koróny získaný cez radiálny filter. Táto úloha sa v podstate aj podarila vyriešiť, čo znamená, že na budúce zatmenia Slnka nebude potrebné brať so sebou radiálny filter, ktorý kladie vysoké nároky na „zosúladenie“ stredov filtra a objektívu a presnosť vedenia ďalekohľadu. Do popredia vstupuje digitálna technika a CCD kamery. Naša úspešná účasť na zatmeniach Slnka prispela aj k tesnejšej spolupráci s kolegami v zahraničí, napr. s IZMIRANOM pri Moskve, v účasti na mnohonárodnom experimente bielej koróny v roku 1991, a pod. Podieľali sme sa na príprave vedeckých konferencií o slnečnej koróne a zatmeniach doma i v zahraničí, pôsobili sme a pôsobíme v komisiách pre zatmenia Slnka (IAU a JOSO).
Účasť na zatmeniach Slnka majú aj svoj kultúrno-spoločenský význam. My sme prinášali poznatky o Slovensku aj tam, kde sa obyčajný smrteľník nedostane, a naopak, domov sme prinášali poznatky o miestach, zvykoch a ľuďoch, ktoré sme navštívili. Vznikli stovky vedecko-populárnych článkov, tisícky prednášok, desiatky relácií v rozhlase a v televízií, uverejnili sme stovky čiernobielych i farebných fotografií, pripravili výstavy a pod.
Niekoľko naj:
Najdlhšie úplné zatmenie – 30.6.1973 – 6 min 42 s, najkratšie – 25.10.1995 – 50 s.
Najdlhšia cesta autom na zatmenie – v roku 1981 do Indie (Jawala Gera), cca 10 tisíc km, prechádzali sme cez 9 krajín
Najvzdialenejšia cesta lietadlom – 1994, do Santiaga de Chile
Najdramatickejší okamih pri ceste autom – autonehoda pri Debrecíne pri ceste z Indie domov (marec 1980)
Najhoršie počasie počas zatmenia: 1990 v Čerskom (dážď), 2002 (husté mraky pre jednu expedíciu v JAR)
Najväčší počet účastníkov – 8, najmenší – 2
Polosponzorská, polovlastná expedícia – 1994 (Chile, Putre)
Najsevernejšia expedícia: Čerskij (Rusko, 1990), najjužnejšia (Messina, JAR, 2002)
Texty k obrázkom:
Obr. 2 - ľudia
Obr. 3.: Biela koróna 2002, upravená cez počítač, v kombinácií s obrazom Slnka zo SOHO, EIT (Rušin, Druckműller).
Na expedíciach sa zúčastnili pracovníci Astronomického ústavu Vladimír Guth, Ľudovít Hanigovský, Ľubo Klocok, Štefan Knoška, Jiří Lexa, Karol Maník, Milan Minarovjech, Stanislav Nahálka, R.. Paroubek, Eduard Pittich, Regina. Podstanická, Vojtech Rušin, Milan Rybanský, Ladislav Scheirich, Július Sýkora, Jozef Tremko a Peter Zimmermann
Tabuľka 1: Dátum zatmenia, pozorovacie miesto, dĺžka zatmenia a účastníci
Dátum zatmenia |
Čas zatmenia |
Miesto zatmenia |
Početúčastníkov |
30. 6.1954 |
2 m 19 s |
|
|
15. 2.1961 |
1 14 |
Naučnyj na Kryme (Ukrajina) |
2 |
30. 6.1973 |
6 42 |
El Meki (Niger) |
8 |
16. 2.1980 |
2 20 |
Džawala Gera (India) |
7 |
31. 7.1981 |
1 48 |
Tarma (Rusko) |
7 |
11. 6.1983 |
5 8 |
Cepu na ostrove Jáva (Indonézia) |
5 |
22. 7.1990 |
2 15 (zamračené) |
Čerskij (Rusko) |
4 |
11. 7.1991 |
6 07 |
La Paz (Mexiko) |
5 |
3.11.1994 |
3 02 |
Putre (Chile) |
2 |
24.10.1995 |
50 s |
Neem Ka Thana (India) |
4 |
9. 3.1997 |
3 00 (zamračené) |
Džingischán jurty (Mongolsko) |
4 |
26. 2.1998 |
3 48 |
|
|
11. 8.1999 |
2 02 |
|
|
21. 6.2001 |
3 15 |
Lusaka (Zambia) |
2 |
21. 6.2001 |
3 15 |
Sumbe(Angola) |
3 |
4.12.2002 |
1 08 |
Messina (JAR) |
2 |
4.12.2002 |
1 08 (zamračené) |
Farma pri Messine (JAR) |
3 |
Text k obrázku: Biela koróna počas zatmenia Slnka v roku 1998, upravená cez počítač
Text k obrázku: Účastníci expedície za zatmením Slnka do Nigeru v roku 1973
Text
k obrázku: Biela koróna 2002, upravená cez počítač,
v kombinácií s obrazom Slnka zo SOHO, EIT