Juhani Salmi
Aurinko on syntynyt galaksimme tähtienvälisestä pöly ja kaasupilvestä vajaa 5 miljardia vuotta sitten. Syntymäpainonsa seurauksena Auringosta tuli spektriluokan G 2 tähti, jonka ytimessä n. 1/4 säteen sisäpuolella 15 miljoonan Kelvinin kuumuudessa joka sekuntti 600 milj. tonnia vetyä fuusioituu heliumiksi.Reaktiossa 4 milj. tonnia massaa muuttuu säteily-
energiaksi eli noin 0,7 %. Auringon massasta noin 73 % on vetyä ja noin 25 % heliumia, mutta raskaampia alkuaineita on vain parisen prosenttia. Oma tähtemme on nyt keski-
iässä, joten polttoainetta riittää vielä noin 5000 milj. vuodeksi.Nykyisin harrastajillakin on jo mahdollisuuksia havaita tehokkailla laitteillaan monia Auringon ilmiöitä. Pilkut ovat helpoin kohde, mutta niitä tulisi havaita TURVALLISESTI OBJEKTIIVISUOTIMIEN kautta.
Okulaareihin ruuvattavat suotimet ovat vaarallisia kuumetessaan. Tietenkin voidaan
heijastaa Auringon kuvan okulaarin kautta valkoiselle pahville, mutta siinäkin okulaari voi tuhoutua. Täydenaukon objektiivisuotimella saadaan paras resolutio fotosfääristä ja pinnan rakeisuus esiin. Pienimmätkin huokoset (engl. pore) voidaan hyvällä seeingillä nähdä
mustina pisteinä.Fakulat ovat 1000 astetta muuta pintaa kuumempia laajahkoja alueita, mutta kirkkausero fotosfääriin nähden on vain prosentin luokkaa, joten niitä voi havaita vain tummemmalla
reuna-alueella.
Flaret eli roihupurkaukset ovat lyhytaikaisia (sekunneista pariin tuntiin kestäviä), kirkkaita leimahduksia fotosfäärin pinnalla. Joskus niitä saattaa nähdä valkoisessakin valossa, mutta
pintailmiönä en ole sellaista vielä nähnyt. Parhaiten flareja voi nähdä ja kuvata vedyn alfa-
viivan valossa kuten myös protuberansseja (engl. prominence). Ilman filttereitä protube-
ransseja nähdään tietenkin täydellisten auringonpimennysten aikana,kuten myös sen korona.
AURINGONPIMENNYSMATKA UNKARIIN ELOKUUSSA 1999
Matka tehtiin henkilöautolla, koska mukana oli JS-teleskooppi, joka takasi riittävän erotus-
kykyiset kuvat. Mukavana matkakumppanina oli Markku Pyykkönen, joka myös valokuvasi,
videoi ja toimi kartanlukijana koko matkan aikana sekä kirjoitti elävän matkakertomuksen.
Havaintopaikan valinta onnistui sataprosenttisesti sään suhteen.
(klikkaa kuvaa)Potuberanssiteleskooppi
Protuberanssit ovat hyvin näyttäviä ilmiöitä kromosfäärin yläpuolella. Ne ovat hyvin kuumia (10 000 - 20 000 K), magneettikentän voimaviivojen ohjaamia kaasupurkauksia, jotka voivat ulottua satojen tuhansien kilometrien etäisyydelle fotosfääristä. Protuberanssit ovat tuhat kertaa Auringon pintaa himmeämpiä, joten niitä voidaan havaita vain suodattamalla ilmake-
hässä siroutunut hajavalo pois. Purkausten spektrissä vedyn Balmer-sarjan alfa-viiva on
voimakkaimpia ja tästä syystä havainnot on edullista tehdä juuri tällä aallonpituudella, joka on 6562.8 Å (656,3 nanometriä). Esimerkiksi kaistaleveydeltään HW=2 nm:n H-alfa inter-
ferenssifiltteri päästää lävitseen valoa 656,3 nanometrin aallonpituuden vaiheilla ja HW il-
maisee valon läpäisyarvoa puoliarvoleveytenä nm:ssä (=valon intensiteettipiikin leveys
mitattuna piikin korkeuden puolivälistä).Filtterit ovat sitä kalliimpia mitä kapeakaistaisempia ne ovat mutta myös tehokkaampia.
Halvemmat 30 - 10 Å (1500-2000 mk) näyttävät kirkkaalla säällä jo melko hyvin Auringon
reunaprotuberanssit, mutta pinnalla olevat, tummina filamentteina näkyvät purkaukset, voi nähdä vasta 1 Å:iä kapeammilla filttereillä ( tavallisesti n. 0,7 Å ja hinta yli 20 000 mk).
Kapea suodin toimii ainoastaan määrätyssä lämpötilassa, joten se on varustettu termos-
taatilla. Tällainen suodin vaatii pitkäpolttovälisen kaukoputken (f/30) tai valonsäteiden tulo
suotimeen on järjestettävä optisesti mahdollisimman yhdensuuntaiseksi.
Protuberanssilisälaite
Vuonna 1973-1974 suunnittelin omaa protuberanssilaitettani,mutta rakennusohjeiksi löy-
si vain periaatteellista aineistoa. Tarkoituksena oli päästä havaitsemaan vain Auringon
reunapurkauksia, jolloin filtteriksi riittäisi vähän huokeampi suodin (15-30 Å). Laitteestani
tuli varsin lyhytrakenteinen, kun sijoitin filtterin kahden välilinssin väliin, missä valonsäteet
kulkevat lähes yhdensuuntaisesti Tällä rakenteella saatiin myös zoomausmahdollisuus.
Yksinkertainen periaatekaavio protuberanssiteleskoopista:
O 1 = kaukoputken objektiivi (voisi olla yksielementtinenkin, monokromaattinen), K = kartiopimentäjä,
A = apulinssi (silmälasilinssi kelpaa), I =iirishimmennin ( vanhasta kamerasta), F = interferenssifiltteri,
OK = okulaari tai kamera.Tilasin Saksasta Schott & Gen:lta (-74) 30 Å:n(3 nm) filtterin ja sijoitin sen vanhasta kiikarin
linsseistä tehdyn O2-objektiivien väliin. Koerakenteluni onnistui ja p.lisälaitettani voidaan
käyttää sekä omassa linssiputkessani että Lahden Ursan 150/2063 refraktorissa vaihtamalla
laitteeseen polttovälistä ja vuodenajasta riippuva oikeanläpimittainen kartiokeila. Näinkin leveäkaistaisella suotimella ja vielä pilkkuminimin aikoihin (1974-1975) protut näkyivät hyvin.
Lisälaitteen rakenne: Laite voidaan kiinnittää refraktoriin okulaarin paikalle 42 mm
kierteillä siten, että kuvataso voidaan tarkentaa kartion reunaan. Apulinssiin epäkes-
keisesti kiinnitetyllä kartiopimentäjällä voidaan Auringon reunan purkaukset nähdä
parhaiten keskellä kuvakenttää ja laitetta pyörittämällä saada kaikki vuorollaan esille.
Tästä laitteesta löytyy tarkemmat rakentamistiedot URSAn julk. 19:"Tähtit. harrasta-
jan käsikirja 2" siv.50-59. Asiasta myös K Kaila: siv.35-47. Lisäksi artikkelini prot.-
teleskoopista Tähdet ja Avaruus 1978 numerot 1 ja 2.Vuosien myötä seurasin Auringon aktiivista toimintaa lisälaitteella kuvaten, joskus olin Ursan tornilla, useinmiten Vaaniassa. Erityisesti pilkkumaksimin aikaan v. 1980 Auringossa riitti ak-
tiivisuutta. Silloin havaitsin ja kuvasin 86 päivänä ja kuvia otin satoja. Filminä käytin tuolloin
Kodakin TP 2415 mustavalkoista. Kymmenen vuotta myöhemmin seuraavan pilkkumaksimin aikoihin huomasin, että protuberanssit tarttuivat erittäin hyvin myös videonauhalle ja tällä tavalla sai kuviin tarkat päiväykset ja liikkeen. Taas kului 10 vuotta ja vuoroon tulivat digi-
kamerat. Lahden Ursalle hankittiin Ha-filtteri (DayStar/0,6 Å käytettynä) ja se voidaan kiin-
nittää suoraan putken perään. Siinä ei tarvita kartiopimentäjää, mutta aukkosuhde on pie-
nennettävä f/30:ksi. Valokuvaukseen voi käyttää video-, filmi- tai digikameraa.Protuberanssigalleria:
Aurinko on lähin tähtemme. Sitä tutkimalla saadaan tietoa muista samankaltaisista Linnun- ratamme tähdistä.
