Teleskopie - díl dvanáctý (Projekční metoda pozorování Slunce)

Pozor! Neopatrnost při pozorování Slunce může vážně a nenávratně poškodit zrak, případně způsobit jiná poranění a škody. Nemáte-li s pozorování dostatečné zkušenosti, doporučujeme obrátit se na odborníky na hvězdárnách.

Projekce Slunce dírkovou komorou

Nejstarším způsobem pozorování Slunce je pozorování nechráněným okem, bez optických pomůcek, při kterém mlha nebo řídká oblačnost zastupují funkci filtru zeslabujícího sluneční světlo. První pozorovací metoda využívající jednoduché pomůcky, fungovala na principu dírkové komory; obraz Slunce se zde promítal malým otvorem na stínítko umístěné v tmavé místnosti. Tento způsob pozorování Slunce byl až do zavedení dalekohledu velmi rozšířený. Reinhold ji popsal ve svém vydání Purbachových planetárních teorií, vydaném ve Wittenbergu r. 1542 a doporučuje její využití nejen při pozorování slunečních zatmění. Ve skutečnosti byla metoda známá už dávno předtím. Podle profesora W. Foerstera židovský astronom Léwi ben Gerson zkoumal okolo roku 1330 v jižní Francii obrazy Slunce a Měsíce, při tom využíval toto zařízení k měření úhlových rozměrů uvedených těles, jako i k pozorování jejich zatmění. Tento autor dále vzpomíná, že astronom Paolo Toscanelli umístil okolo roku 1490 v 90 m vysoké kopuli domu ve Florencii malý otvor a pozoroval obraz Slunce, který vznikal na dlažbě chrámu. V r. 1610 uviděl Keller na obraze Slunce v dírkové komoře i sluneční skvrnu, kterou však považoval za planetu Merkur. Jak uvádějí některé historické prameny i při řešení problému existence slunečních skvrn se Fabricius v prosinci 1610 nespoléhal na svůj dalekohled, který si přinesl z Holandska, ale využíval projekci Slunce v zatemněné místnosti podle principu dírkové komory.

Když v tomto prostoru necháme sluneční světlo dopadat otvorem průměru 1 až 3 mm na stínidlo, vzniká úzký světelný kužel, jehož vrcholový úhel se rovná úhlovému průměru Slunce. Hrot tohoto světelného kužele se nachází ve středu otvoru dírkové komory. Když do svazku paprsků za tímto otvorem vložíme kolmo na osu (do vzdálenosti 4 až 5 m) kousek bílého papíru, vzniká na tomto stínidle obraz Slunce. Vytváření tohoto obrazu si nejjednodušeji vysvětlíme tak, že každý svítící bod slunečního disku na stínidle umožňuje vznik světelné skvrny stejné velikosti, jakou má otvor dírkové komory. Všechny tyto světelné skvrny spolu vytváří obraz Slunce, obklopený úzkým prstencem tlumeného světla, jehož šířka odpovídá 1/2 průměru vstupního otvoru dírkové komory.

Po získání určité zkušenosti můžeme na promítnutém obraze Slunce rozeznat velké, ale i menší sluneční skvrny. Když skvrny mají větší průměr, uvidíme nejen jejich jádro (umbra), ale i okolní dvorec (penumbra), a rozpoznáme jejich tvary. Místnost nemusí být přitom úplně zatemněná, i když obrazy jsou v úplné tmě nejzřetelnější. Čím menší je otvor dírkové komory, tím ostřejší, ale zároveň i slabší je vytvořený obraz Slunce. Správný poměr mezi průměrem vstupního otvoru a vzdáleností projekčního stínidla je možné řešit pokusem. Vzorec na výpočet jednotlivých faktorů, které podmiňují správnou funkci dírkové komory, nám však ulehčí práci při využití této metody.

Když máme k dispozici dlouhý nebo vysoký prostor, který se dá dobře zatemnit, můžeme při použití různě velkých otvorů získat ostré obrazy Slunce je na stínidle ve vzdálenosti B podle vzorce:

B = d² / 0,00127

Údaje měříme v milimetrech. Ze zkušenosti víme, že průměr otvoru dírkové komory má být trochu větší, aby zachycený obraz nebyl příliš slabý. Pro výpočet průměru otvoru dírkové komory d při dané vzdálenosti stínidla B platí vzorec:

d = (0,00127 x B)^1/2

Například při B = 5 000 mm bude d = 2,52 mm.

Vztah mezi průměrem slunečního obrazu D a vzdáleností promítací plochy od otvoru dírkové komory (B) vyjadřuje vzorec:

D = B x tan0,533° = 0,00931 B

Při B = 5 000 mm bude D = 47 mm (0,533° je průměr slunečního disku na obloze). Připojený graf zachycuje závislost faktorů B, D a d. Zkušenému pozorovateli se v období maxima výskytu slunečních skvrn podařilo napočítat na stínidle 12 takových objektů (průměr otvoru byl 4 mm, vzdálenost stínidla 6 m, přičemž místnost byla jen částečně zatemněná).

Ještě chceme připomenout, že malá dírková komora ve formě bedničky či truhlice na předním konci se vstupním otvorem a s průsvitným matným okénkem na druhém konci může velmi dobře posloužit jako hledáček, nebo vodící dalekohled při pozorování Slunce větším dalekohledem.

Projekce Slunce optickými soustavami

Mnohem lepší obraz, než poskytuje dírková komora, získáme, když budeme obraz Slunce promítat jednoduchou brýlovou čočkou. Musí to být spojná čočka, jako se používá v brýlích na čtení pro dalekozraké, v optice je označujeme znamínkem +. Ohnisková vzdálenost těchto čoček, čili vzdálenost od čočky po stínidlo, kde vzniká ostrý obraz Slunce, se rovná obrácené hodnotě tzv. optické mohutnosti brýlové čočky, která se udává v dioptriích D. Průměr promítnutého disku Slunce se rovná přibližně 1/100 ohniskové vzdálenosti čočky. Např. čočka +1D (1dioptrie) má ohniskovou vzdálenost 1 m, apod. Abychom omezili působení optických vad jednoduché brýlové čočky, zacloníme ji na průměr 2 až 3 cm. Optimální zaclonění zjistíme nejlépe pokusem, pro který postupně použijeme clony různých průměrů. V případě, že nahradíme jednoduchou brýlovou čočku dokonalým objektivem, získáme sice kvalitní obraz Slunce, ale jeho průměr bude stále jen 1/100 f.

O mnoho větší, a přitom ostrý obraz Slunce však můžeme získat, když si promítneme jeho obraz vytvořený astronomickým dalekohledem. Když je tento přístroj zaostřen na nekonečno (např. na Měsíc), světelné paprsky přicházející z nebeského tělesa, opouští jeho okulár v podobě rovnoběžného svazku. Obraz objektu se za těchto okolností nedá zachytit na stínítku. Jestliže trochu povytáhneme okulár a zvětšíme tím jeho vzdálenost od objektivu, paprsky světla, které z něho vystupují, se budou více, nebo méně rozbíhat a na bílém stínítku umístěném ve vhodné vzdálenosti můžeme získat dokonalý obraz Slunce.

Okulár se zde uplatňuje ve funkci malého objektivu, který promítá obraz Slunce vytvořený v ohnisku objektivu dalekohledu. Volbou vhodné vzdálenosti stínítka od okuláru můžeme získat obraz Slunce libovolného průměru. Když měníme vzdálenost mezi okulárem a promítací plochou stínítka, musíme i posunem okuláru měnit jeho vzdálenost od objektivu dalekohledu (nebo přesněji oproti jeho ohniskové rovině) a to tak dlouho, až získáme ostrý obraz. Na projekčním stínítku se při takovémto pokusu nejprve objeví kruhovité světlejší pole s intenzivní světelnou skvrnou uprostřed. Po patřičném doostření se z jasné skvrny vynoří obraz Slunce.

Nejčastěji používáme obraz Slunce o průměru 5 až 20 cm. Při pozorováních tohoto druhu je potřebné upevnit na okulárový konec dalekohledu kruhové stínítko o průměru 40 až 50 cm orientované kolmo na podélnou osu přístroje. Ve vytvořeném stínu je možné sledovat kontrastnější obraz s jemnějšími podrobnosti.

Obraz Slunce získaný touto metodou zachycuje všechny známé jevy sluneční fotosféry. Jen nejjemnější podrobnosti, které jsou na hranici viditelnosti projekcí nezachytíme. Zde se musíme spolehnout jen na přímé pozorování.

Pro výpočet průměru obrazu Slunce na stínítku (S) a vhodné vzdálenosti projekční plochy od okuláru (a) potřebujeme poznat ohniskovou vzdálenost použitého okuláru (F) a dále průměr obrazu Slunce (d), který vzniká v ohnisku objektivu použitého dalekohledu. Pro výpočet posledního z uvedených údajů použijeme vzorec:

d_mm = 2 f_ob x 0,00465

Přičemž fob je ohnisková vzdálenost objektivu dalekohledu v milimetrech. Dále je zde významná vzdálenost okuláru od ohniskové roviny objektivu, kterou označujeme jako proměnlivý faktor x. Jeho hodnota je nulová (x = 0) tehdy, když ohnisko okuláru splývá s ohniskem objektivu. Za těchto okolností je dalekohled zaostřen na nekonečno, vystupující paprsky jsou rovnoběžné a na stínítku nevzniká žádný obraz.

Když posuneme okulár dále od objektivu (ven z dalekohledu), podaří se nám už zachytit obraz na stínítku. S dalším vysouváním okuláru se zmenšuje velikost obrazu Slunce na stínítku a úměrně se zkracuje i vzdálenost promítací plochy. Pro výpočet průměru Slunce na stínítku (S) a potřebné vzdálenosti projekční plochy (a) použijeme následující vzorce:

S = (f x d) / x
a = f (f + x) / x

Např. když máme dalekohled s ohniskovou vzdáleností 1 000 mm, potom průměr slunečního disku v jeho ohnisku d = 9,3 mm. Použijeme-li okulár s ohniskovou vzdáleností f = 15 mm, který byl vysunut z polohy zaostření na nekonečno o 1 mm, tedy x = 1, potom

S = (15 x 9,3) / 1 = 135,5 mm
a = 15 (15 + 1) / 1 = 240 mm

Když posuneme okulár o další milimetr (x = 2), průměr slunečního obrazu na stínítku se zmenší na S = 69,7 mm (tedy 1) a potřebná vzdálenost stínítka od okuláru bude a = 127,5 mm.

Na základě těchto údajů si může každý zájemce vypočítat, jaké výsledky může očekávat od svého dalekohledu, jaká bude nejvhodnější délka projekčního zařízení pro pozorování Slunce a jaký je potřebný průměr promítací plochy.

Různé firmy vyrábějící amatérské astronomické dalekohledy dodávají projekční sluneční zařízení jako příslušenství ke svým výrobkům. Jsou to však jednoduchá zařízení, která si můžeme pro svůj dalekohled i samy vyrobit.

Při konstrukci projekčního zařízení je potřebné brát v úvahu některé důležité skutečnosti. Poloha stínítka musí být orientována tak, aby jeho projekční plocha byla kolmá na optickou osu dalekohledu.

Promítací stínítko musí být na podélném nosníku (nebo nosnících) upevněno tak, aby bylo možné posouvat ho dopředu a dozadu a upevnit ho v jakékoli vzdálenosti od okuláru. Tím se umožní zachytit obraz Slunce různého průměru. Při systematickém pozorování Slunce používáme záznamové listy s přetlačeným obrysem Slunce určitého průměru. Následkem rozdílné vzdálenosti Země od Slunce se mění průměr slunečního disku na obloze a též na stínítku (např. od 9,38 mm do 10,17 mm pro tu určitou optickou soustavu). Naše zařízení musí být schopno tyto rozdíly vyrovnávat. Protože sklon sluneční osy se v průběhu roku v dalekohledu mění v rozpětí asi 53°, je výhodné, aby destička, na kterou upevňujeme papír při zakreslování fotosféry, byla kruhová a aby jí bylo možné otáčet okolo osy tak, aby předkreslenou sluneční osu šlo zorientovat podle polohy osy promítnutého obrazu Slunce. Při identifikaci podrobností na promítnutém obrazu musíme pamatovat na to, že je oproti skutečnosti zrcadlově (stranově) obrácený.

Velmi důležitou podmínkou spolehlivé funkce promítacího zařízení je jeho dostatečná pevnost, aby pozorování nebo zakreslování obrazu Slunce nebylo rušeno neustálým chvěním. Z tohoto důvodu jsou jako konstrukční materiál výhodné trubky z lehkého kovu (průměr 15 až 30 mm, podle délky zařízení).

Když při pozorování umístíme dalekohled tak, že objektivová část je namířena na Slunce, zatímco okulárový konec a promítací zařízení jsou v zatemněné místnosti, je možné promítat obrazy Slunce až o průměru 1 m (při průměru objektivu 100 mm), na kterých jsou zřetelné viditelné překvapující podrobnosti.

Je užitečné připomenout, že všude tam, kde pozorujeme promítnutý obraz Slunce, můžeme promítací plochu nahradit fotografickým materiálem s použitím potřebného doplňujícího zařízení (hlavně kamery a uzávěrky), získat trvalý záznam jevů sluneční fotosféry.

původní článek by publikován v Astronomické ročenke (SK) v roce 1995
úprava textu: Petra Váňová, Jihlavská astronomická společnost

Teleskopie: Nový seriál Jihlavské astronomické společnosti poskytuje cenné rady o konstrukcích astronomických přístrojů v amatérských podmínkách. Autorem seriálu je doc. RNDr. Ivo Zajonc, CSc., autor mnoha publikací nejen o astronomické technice.

Články ze seriálu TELESKOPIE byly v minulých letech postupně uveřejňovány v Astronomické ročenke vydávané Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove - http://www.suh.sk. Děkujeme vedení tohoto ústavu za souhlas se zveřejněním těchto aktualizovaných příspěvků na webu Jihlavské astronomické společnosti - jiast.cz a České astronomické společnosti - astro.cz.