H-alfa waarnemingsprogramma

Overzicht

• Inleiding
  
• Beeldkwaliteit
  
• Oriëntatie van het zonnebeeld
  
• Waarnemingsprogramma's
  
• Protuberansenhaarden
  
• Protuberansengetal R_p
  
• Per zonnehemisfeer
  
• Per zone
  
• Per grootte
  
• Hoogte
  
• Oppervlakte
  
• Filamenten
  
• Classificatie
  
• Breedtebepalingen
  
• Zonneuitbarstingen
  
• Primaire flare karakteristieken
  
• Secundaire flare karakteristieken
  
• Waarnemingsrapport
  
• Referenties
  
• Bijlage 1: Kruisdraadoculair
  
• Bijlage 2: Bijzondere richtlijnen WG Zon (05 Nov 05)
• Bijlage 3: Vergelijking met de BAA (05 Nov 06)

Inleiding

Sinds Coronado kwaliteitsvolle en relatief goedkope H-alfa filters en telescopen op de markt brengt, beschikken hoe langer hoe meer amateur-zonnewaarnemers over hun eigen H-alfa instrument. Deze trend is ook merkbaar binnen de Werkgroep Zon van de Vereniging Voor Sterrenkunde (VVS).

De nood aan een H-alfa waarnemingsprogramma dringt zich dan ook op. Enerzijds is het wenselijk dat iedereen die over een H-alfa instrument beschikt, op een eenvoudige manier kan instappen in dit programma. Anderzijds moet het programma voldoende flexibel zijn om een uitbreiding toe te laten. Aangezien deze waarnemingen vergelijkbaar zouden moeten zijn met deze van andere internationale werkgroepen, is het eveneens wenselijk dat dezelfde waarnemingscriteria worden gebruikt. Ten slotte is een bijdrage aan de professionele zonneastronomie ook mooi meegenomen.

Het ligt dan ook voor de hand om een waarnemingsprogramma te ontwikkelen gelijkaardig aan dat van de wit licht waarnemingen. Daar is de basis de bepaling van het Wolfgetal, en bestaat er een geavanceerd programma voor de bepaling van de hemisferische Wolfgetallen, Beckgetallen, de Classification Value, posities van zonnevlekkengroepen en Poolfakkelgetallen.

Vertaald naar H-alfa zou er als basis het tellen van de protuberansenhaarden kunnen worden genomen. Een diepgaander programma kan dan de opdeling van het aantal protuberansen volgens hemisfeer en/of zone (polair/hoofdzone) bevatten, de bepaling van het Protuberansengetal, een onderverdeling per grootte, de classificatie volgens Zirin, en breedtebepalingen. Een eventuele professionele bijdrage zou kunnen bestaan uit het bepalen van de optische classificatie en andere bijzondere kenmerken van zonneuitbarstingen, ter ondersteuning van de waarnemingen in het röntgen.

Het spreekt voor zich dat, net als bij wit licht waarnemingen, sommige waarnemers zich nog verder kunnen specialiseren. Meerbepaald wordt er gedacht aan het in beeld brengen van de diverse zonnefenomenen via (hogeresolutie) foto's of zelfs video-opnamen, en studies van chromosferische fakkels en filamenten. Voorlopig worden deze onderwerpen hier echter buiten beschouwing gelaten.

Onderstaande paragrafen bespreken meer in detail het observeren en de verschillende criteria die er gepaard gaan met het waarnemen van diverse chromosferische fenomenen.

Terug naar Overzicht.

Beeldkwaliteit

Alvorens de waarneming te beginnen, is het goed eerst een idee te krijgen van de atmosferische toestand. Enerzijds is er de seeingparameter Q. Dit is een maat voor de atmosferische onrust die gebruikt wordt bij visuele waarnemingen van de fotosfeer. Ze wordt ook gehanteerd door het SIDC, in stappen van 0,5. In de praktijk is de waarde voor Q afgeleid uit visuele waarnemingen ook van toepassing op de waarnemingen in H-alfa. Indien er geen waarnemingen van de fotosfeer worden gedaan, kan niettemin dezelfde benadering gebruikt worden, waarbij er dan naar de scherpte van het chromosferisch netwerk en de spikulen (chromosferische rand) kan worden gekeken. Zie onderstaande tabel.

Bij de waarneming van protuberansen speelt echter ook de doorzichtigheid van de lucht een rol. Bij een slechte doorzichtigheid (bv. lichte nevel) kleurt de achtergrond in het beeldveld van het oculair rood, waardoor het zeer moeilijk wordt om kleine protuberansen of details in protuberansen nog waar te nemen. B. Wedel [1] introduceerde daarom in 1968 een doorzichtigheidsschaal W die dient te worden gebruikt bij dit soort waarnemingen. Zie onderstaande figuur en tabel.

In de praktijk schommelt Q rond 3 en W rond 2,5. Waarnemingen met Q < 2 en W = 4 zijn te vermijden. Waarnemingen met Q = 5 en W = 1 zijn uitzonderlijk, tenzij men waarneemt vanop hoge bergtoppen. De momenten met de beste seeing/doorzichtigheid variëren naargelang de locatie, de seizoenen en natuurlijk de weersomstandigheden.

Terug naar Overzicht.

Oriëntatie van het zonnebeeld

De oriëntatie van het zonnebeeld gebeurt op dezelfde manier als bij visuele waarnemingen van de fotosfeer ([2]). Zie bijgevoegde figuur.

1. Plaats de zon zo centraal mogelijk in het beeldveld. Kies een oculair waardoor de zon volledig in het beeldveld te zien is.
2. Laat de kijker onbeweeglijk staan (zet de aandrijving af bij motorgestuurde telescopen). Aangezien de zon dagelijks van oost naar west schijnt te bewegen, zal ze niet langer centraal in beeld blijven staan, maar zich langzaam door dit beeldveld verplaatsen.
3. De lijn langswaar de zon zich verplaatste, kan nu in gedachten over het centrum van de zonneschijf worden getrokken. Indien de positie van eventuele zonnevlekken goed gekend is, kan dit als bijkomende referentie gebruikt worden. De leidende zonnerand (de rand die het eerst uit beeld verdween) is de westelijke rand, de andere de oostelijke rand. Door de rotaties van de aarde en de zon, evenals de beweging van de aarde rond de zon, zullen nieuwe filamenten en protuberansen langs de oostrand verschijnen, en een tweetal weken (een halve zonnerotatie) later aan de westelijke rand verdwijnen.
4. De oostwestlijn verdeelt de zichtbare zonnehelft in 2 gebieden: de noordelijke en de zuidelijke hemisfeer. Om te weten welke hemisfeer de zuidelijke is, wordt de zon opnieuw zo centraal mogelijk in beeld geplaatst. Beweeg de (voorkant van de) telescoop langzaam naar beneden. Het gedeelte van de zon dat het langst in beeld blijft, is de zuidelijke hemisfeer. Het gedeelte dat het eerst uit beeld verdween, de noordelijke.
5. Door een loodrechte te trekken op de oostwestlijn en door het centrum van de zonneschijf, wordt de noordzuidas van de zon gedefinieerd. De oostwestlijn en de noordzuidas staan steeds loodrecht op elkaar. Het betreft bovendien slechts schijnbare lijnen, want...
6. De rotatieas van de zon staat, net als die van de aarde, echter schuin op het vlak beschreven door de beweging van de aarde rond de zon. Hierdoor maakt de reële zonneas een hoek met de schijnbare noordzuidas, die bovendien verandert in de loop van het jaar. Deze hoek wordt de P-hoek genoemd en varieert tussen -27° en +27°. De hoek wordt positief geteld vanuit het noorden via het oosten. De dagelijkse waarde kan gevonden worden in de Hemelkalender van de VVS, op websites zoals BASS2000, of zelf berekend worden (zie voor de nodige formules Berekening van zonneparameters). Voor de oriëntatie van het zonnebeeld volstaat een nauwkeurigheid van 1° ruimschoots. In het voorbeeld werd een correctie uitgevoerd voor P = +20°.

Door de rotatie van de aarde veranderen de posities van de oostwestlijn en de noordzuidas doorheen de dag. Hierdoor dienen deze 2 lijnen bij elke waarneming opnieuw bepaald te worden. Het gebruik van een kruisdraadoculair verhoogt de nauwkeurigheid aanzienlijk. Er moet steeds op gelet worden dat noord en zuid niet toevallig worden omgekeerd, zeker indien er in een andere telescoop (bijvoorbeeld voor de waarneming van zonnevlekken) noord en zuid verwisseld zijn.

Terug naar Overzicht.

Waarnemingsprogramma's

Protuberansenhaarden

Net zoals zonnevlekken groeperen protuberansen zich. Het simpelste waarnemingsprogramma bestaat er dan ook uit om gewoon het aantal protuberansengroepen te tellen. Deze groepen worden ook wel haarden genoemd (naar het Duitse "Herde").

Protuberansen worden samengenomen zodra ze op 5° breedte of minder van elkaar staan. Indien protuberansen verder van elkaar staan, kunnen ze worden samengenomen zolang ze een fysische link lijken te hebben. Deze regels werden afgeleid uit 2 figuren van de Duitse werkgroep Sonne ([3] en [4]). Zie onderstaande figuur voor voorbeelden. De British Astronomical Association lijkt deze parameter te gebruiken in de bepaling van de protuberansenactiviteit (PMDF = Prominence Mean Daily Frequency), terwijl het Duitse Sonne deze gebruikt als basis voor zijn Protuberansengetal R_p.

In de figuur zijn er 6 protuberansenhaarden zichtbaar. De tweede protuberans van rechts bevindt zich op 6° van de eerste, en op 7° van de derde protuberans. Aangezien hij geen fysische link lijkt te hebben met zijn buren, wordt hij als een aparte protuberans beschouwd. In protuberans vier lijkt die link wel aanwezig. Hoewel de twee uiteinden op 8° van elkaar staan, worden ze dus toch als 1 protuberans beschouwd. Een duidelijker voorbeeld hiervan is protuberans vijf, waar de uiteinden nog verder van elkaar staan, maar de fysische link veel opvallender is (de delen van de protuberans raken elkaar bijna). In haard zes bevinden de protuberansen zich op respectievelijk 4° en 3° van elkaar, vandaar dus 1 groep. Een protuberans die los is van de zonnerand wordt als een volwaardige protuberans beschouwd.

Onderstaande figuur geeft een idee wat een onderverdeling van de zonnerand is in stappen van 10°. 5° is een bijzonder kleine afstand (een kwart van een cirkelomtrek te delen door 18). Er wordt verondersteld dat visueel een vrij nauwkeurige indeling mogelijk is mits oefening. Een kruisdraad is natuurlijk een grote hulp.

Het tellen van protuberansengroepen leidt tot interessante inzichten. Uit waarnemingen van de British Astronomical Association (PMDF) blijkt dat het maximum PMDF en de evolutie tijdens het maximum ongeveer 1 tot 2 jaar voorop loopt op de evolutie van de flare-activiteit. Ook blijkt duidelijk dat er tijdens het cyclusminimum steeds enkele protuberansen zichtbaar zijn. Ruwweg bedraagt de verhouding cyclusminimum/cyclusmaximum voor de zonneuitbarstingen 1 op 30, voor het Wolfgetal R 1 op 15, en voor het PMDF 1 op 3!

Terug naar Overzicht.

Protuberansengetal

Een mogelijke uitbreiding van het basisprogramma bestaat in de bepaling van het protuberansengetal R_p. Het is opgesteld naar analogie met het Wolfgetal R. Voor de bepaling van R wordt het aantal zonnevlekkengroepen "g" en het aantal individuele zonnevlekken "f" geteld, voor R_p worden de protuberansenhaarden "H" en de individuele structuren "e" (van het Duitse "einzel") geteld. Ook de formules zijn gelijkaardig. Voor het Wolfgetal geldt R = 10.g + f, en voor het protuberansengetal geldt R_p = 10.H + e.

Hoewel er in de literatuur geen beperkingen werden gevonden voor protuberansen qua grootte of duur, mogen protuberansen toch niet verward worden met spikulen. Dit zijn 500 km brede, draadachtige, op en neer bewegende structuren die een tiental minuten bestaan en een hoogte tussen 3.000 en 9.000 km kunnen bereiken ([5], [6], [7], clip (Movies; clip 7)). Ze worden veroorzaakt door trillingen aan het zonneoppervlak (Bart De Pontieu, [28]). Gezien hun hoogte (1% van de zonneradius) lijkt het aangewezen om geen protuberansen te tellen die kleiner zijn dan 1% van de zonnestraal. In de praktijk betekent dit dus dat een kleine structuur als een protuberans wordt beschouwd indien hij duidelijk en minstens 15 minuten boven de zonnerand uitsteekt.

Er bestaat ook geen beperking op het type protuberans. Protuberansen die los zijn van de zonnerand, worden dus evengoed meegeteld. Er worden wel geen uitstulpingen, verdraaiingen, verhelderingen,... in een protuberans meegeteld.

In bovenstaand voorbeeld waren er 6 protuberansenhaarden, met per haard respectievelijk 3, 1, 4, 2, 4 en 3 (= 17 in totaal) enkelvoudige structuren. Het protuberansengetal is dan R_p = 6.10 + 17 = 77.

Het protuberansengetal R_p werd ontwikkeld door Völker in 1970. Eigenaardig genoeg lijkt het systeem enkel te worden gebruikt door de Duitse werkgroep Sonne zelf. Onderstaande figuur geeft een idee van het verloop van R_p over de laatste 2 zonnecycli ([8]).

© Stetter H., Sonne 105

Terug naar Overzicht.

Per zonnehemisfeer

Aangezien de zonneactiviteit (Wolfgetal, zonne-uitbarstingen) verschillend evolueert per zonnehemisfeer, ligt het voor de hand om een dergelijke opdeling ook voor de protuberansenhaarden en R_p te maken.

De methode om de zon op te delen in een noordelijke en een zuidelijke hemisfeer werd reeds uiteengezet bij de oriëntatie van het zonnebeeld. Het bepalen van het aantal haarden en de protuberansengetallen gebeurt op dezelfde manier als hierboven beschreven. De getallen worden voorzien van een index "N" of "S" om aan te duiden voor welke hemisfeer ze van toepassing zijn. In principe gaat het dus om H_N, H_S, R_pN en R_pS, waarbij uiteraard geldt dat H = H_N + H_S, en R_p = R_pN + R_pS.

Terug naar Overzicht.

Per zone

In tegenstelling tot de zonnevlekkengroepen, die zelden een breedte boven 40° halen, kunnen protuberansen wel op hoge breedten verschijnen. Volgens Sonne is de evolutie van de polaire protuberansen ook grondig verschillend van deze uit de hoofdzone ([9], [10]):

• De protuberansen uit de hoofdzone volgen zeer goed het activiteitsverloop van het Wolfgetal, maar ze verschijnen een tiental graden verder van de zonne-evenaar, en hebben een minimum dat ongeveer een jaar voor dat van het Wolfgetal valt.
• De protuberansen uit de polaire zone verschijnen ongeveer 2 jaar voor het zonnevlekkenminimum, waarna hun activiteit toeneemt en ze zich poolwaarts verplaatsen ([11]). Polaire protuberansen bereiken hun maximum ongeveer 2 jaar voor R_max, om dan te verdwijnen. Het einde van deze periode valt samen met de magnetische polariteitswissel aan de zonnepolen tijdens het zonnemaximum ([12]).
• Er kunnen belangrijke verschillen ("asymmetrieën") bestaan tussen de noordelijke en zuidelijke zonnehemisferische zones.

Er wordt dus een opdeling gemaakt in een polaire zone en een hoofdzone. Hier wordt het wat moeilijker, aangezien er geen eenduidigheid bestaat met betrekking tot de grens tussen de twee zones. Sonne ([10]) gebruikt 50° breedte als grens, terwijl "The Astronomer" en BAA 40° gebruiken. Het verschil ligt waarschijnlijk in wat er onder de "hoofdzone" wordt verstaan. Als het enkel gaat over zonnevlekken, dan kan de zone tussen +40° en -40° als de hoofdzone worden beschouwd, aangezien er over de laatste 3 zonnecycli slechts een 30-tal groepen (op bijna 11.000!) zijn voorgekomen met een hogere breedte. Anderzijds verschijnen er wel degelijk vlekken boven 40°, en komen fakkelvelden -de voorlopers van zonnevlekkengroepen- voor tot 55° breedte (daarboven verschijnen er poolfakkels; [13]). Gezien de aangehaalde fysische verbanden, lijkt een onderverdeling op 50° aannemelijk. In geval van twijfel (bijvoorbeeld een protuberans die zich uitstrekt van +45° tot +55°) kan de protuberans beschouwd worden als behorende tot de polaire zone.

Voor de visuele bepaling van deze zones wordt eerst de opdeling per hemisfeer gemaakt zoals hierboven beschreven. Om de twee zones visueel af te bakenen, zijn er volgende manieren:

• Men bepaalt de lijn tussen de reële oostwestlijn en de noordzuidas die het kwadrant precies in twee snijdt. Deze zogenaamde "bissectrice" heeft een hoek van 45° ten opzichte van de oostwestlijn. Men hoeft er dan maar 5° bij te tellen (naar de polen toe) om de twee zones af te bakenen.
• 50° komt ongeveer overeen met driekwart van de zonnestraal op de noordzuidas, en tweederde van de zonnestraal op de oostwestlijn. Het snijpunt aan de zonnerand geeft dan de breedte van 50° weer.

Onderstaande figuren laten de onderverdeling per zone zien, en illustreren tevens de methodes om deze zones af te bakenen.

Terug naar Overzicht.

Classificatie

Er bestaan 2 grote classificatieschema's.

Het eerste werd geïntroduceerd door Völker in 1969. Het maakt een onderscheid tussen de individuele protuberansen op basis van de hoogte (klein, groot of ongewoon groot), het uitzicht (balk, boog of vol) en of de structuur al dan niet los is ("detached") van de zonnerand ([14]). Het overzicht wordt gegeven in onderstaande figuur en is afkomstig van de website van Anthony & Christopher Seal.

© Anthony & Christopher Seal

Het probleem met deze classificatie is dat ze eigenlijk dient te worden toegepast op elke enkelvoudige structuur binnen een protuberansengroep. Dit neemt veel tijd in beslag, en ook het nut kan in vraag worden gesteld (behalve voor de hoogte). Het is ook opvallend dat er geen verslagen over deze classificatie zijn, ook niet in Sonne.

Het tweede schema is gebaseerd op de classificatie door Zirin ([15]). Hier wordt een onderscheid gemaakt tussen rustige ("quiescent") en actieve ("active") protuberansen, resp. QRF en ARF genoemd. QRF worden opgedeeld in 5 types (A tot E), en ARF in 4 types (F tot I). Het zijn vooral de ARF en type E die van belang zijn, aangezien er hier materiaal de ruimte kan worden ingeslingerd. Vooral indien deze deeltjeswolken aan de westkant van de zon worden uitgestoten, kunnen ze een belangrijk geomagnetisch effect hebben. Onderstaande figuur is afkomstig van de website van David Knisely.

© David Knisely

Deze classificatie heeft het voordeel dat ze enkel op de volledige protuberansengroep dient te worden toegepast. Bovendien heeft ze een reële fysische link met de chromosferische activiteit. Spijtig genoeg zijn ook voor deze classificatie geen verslagen voorhanden.

Terug naar Overzicht.

Volgens grootte

Protuberansen kunnen ook onderverdeeld worden volgens hun grootte. Dit kan gebeuren op 3 manieren, namelijk volgens de hoogte die ze bereiken, volgens hun oppervlakte, en volgens de lengte van de overeenkomstige filamenten.

1. Hoogte

In feite gaat het hier over de groottebepaling volgens het systeem van Völker. Ongeacht het type, wordt de protuberansenhaard onderverdeeld in "klein" ("s", small), groot ("l", large) en ongewoon groot ("xl", extra-large). Dit komt overeen met hoogten boven de zonnerand van respectievelijk (uitgedrukt in de straal van de zon R_zon):

• h_s < 1,05 . R_zon
• 1,05 . R_zon < h_l < 1,15 . R_zon
• h_xl > 1,15 . R_zon

Onderstaande figuur geeft een idee van hoe hoog deze protuberansen dienen te zijn om tot 1 van de 3 bovenstaande klassen te behoren.



Volgens Zirin ([16]) is er een eruptie van elke protuberans (binnen de 48 uur) indien zijn hoogte boven 50.000 km uitkomt, dit is 1,07 . R_zon.

2. Oppervlakte

Professionele astronomen (Catania) gebruiken de "Protuberansen Profiel Oppervlakte" (Prominence Profile Area; PPA) om de protuberansenactiviteit te volgen ([17]). Van een H-alfa foto wordt de zonnerand in 360 gebiedjes van 1° opgedeeld. Het aantal boogseconden boven elk gebiedje van 1° waarin een protuberans aanwezig is, wordt dan geteld. Tenslotte worden alle gebiedjes gesommeerd. Dit is natuurlijk een zeer tijdrovende bezigheid.

Een alternatief werd ontwikkeld door Völker ([18]). De methode is analoog als voor de oppervlaktebepaling van fakkels of zonnevlekkengroepen. Een transparant met mm-papier wordt over de foto gelegd, en het aantal mm² dat volledig gevuld is met protuberansen wordt geteld. De som geeft dan de oppervlakte A. Er moet wel op gelet worden dat deze bepaling gebeurt voor dezelfde zonnediameter. Aangezien deze laatste in de loop van het jaar varieert (beweging van de aarde rond de zon), dient er dus een correctiefactor te worden toegepast. De nauwkeurigheid van de methode (en ook de werklast) vergroot met de grootte van het zonnebeeld, met een minimumdiameter van 15 cm.

Een laatste methode wordt toegepast door "The Astronomer" ([19]) en bestaat erin om de zonnerand op te delen in gebiedjes van 5°. Elk gebiedje waarin een protuberans aanwezig is, wordt de waarde "1" gegeven. Tenslotte worden alle gebiedjes gesommeerd. Niet alle protuberansen komen voor de telling in aanmerking. Bijvoorbeeld, indien een gebiedje (van 5°) wordt overgeslagen door een grote boogachtige protuberans, dan wordt dat gebiedje niet meegeteld. Een protuberans moet dus "vasthangen" aan de zonnerand, en protuberansen mogen niet behoren tot Völker's type "detached" en het mag ook niet gaan over kortstondige, eruptieve protuberansen. Zuiver visueel lijkt deze methode niet nauwkeurig toepasbaar. Aan de hand van een foto (of eventueel een gedetailleerd kruisdraadoculair) kan het tellen wel snel uitgevoerd worden.

Een studie ([20]) van rustige protuberansen (QRF) heeft uitgewezen dat er een uitstekende correlatie bestaat tussen het door Sonne bepaalde protuberansengetal R_p en de door Catania gehanteerde "Protuberansen Profiel Oppervlakte" (Prominence Profile Area; PPA): 96%!

3. Lengte van filamenten

Volgens [21] hebben filamenten met een lengte van meer dan 15° een grotere kans op een geomagnetisch effect (als ze exploderen) dan kleinere filamenten. Het waarnemen van protuberansen kan geen uitsluitsel geven over hun ware lengte, zoals uit onderstaand schema blijkt.



Er bestaan programma's die de lengte van de rustige filamenten (QF; niet-verbonden aan zonnevlekken) meten, maar deze zijn tijdrovend en vereisen eigenlijk het gebruik van foto's ([22]). Een alternatief kan erin bestaan om van elke QF de lengte te schatten en onder te verdelen in groter of kleiner dan 15° lengte. Bij de schatting van de lengte moet er rekening gehouden met het perspectief: filamenten aan de zonnerand zijn langer dan ze schijnbaar zijn (net zoals bijvoorbeeld de lengte van zonnevlekkengroepen). Onderstaande figuur kan van nut zijn: Het toont cirkels met stralen van respectievelijk 15°, 30°, 45°, 60° en 75°.

Terug naar Overzicht.

Breedteligging

De breedte van elke protuberansenhaard kan bepaald worden met behulp van een kruisdraadoculair of nauwkeuriger aan de hand van een foto. Enkele mogelijkheden worden besproken in het Solar Astronomy Handbook ([23]). Hoewel alle bepalingen nogal wat tijd in beslag nemen, geven de resultaten een gedetailleerd beeld van de evolutie in aantal en breedte van de protuberansen. Onderstaande figuur geeft het procentueel aantal protuberansen in functie van de breedteligging, voor de jaren 1999 tot 2002. De fyische gebeurtenissen aan de polen (zie Per zone) komen hier nog beter tot uiting.

Terug naar Overzicht.

Zonneuitbarstingen

Het waarnemingsprogramma voor zonneflares is grotendeels een vertaling van het programma opgesteld door het Australische Ruimteweerbureau (IPS; [24]), aangevuld met eigen commentaren. Een gelijkaardig programma wordt beschreven in [25]

Zonneuitbarstingen ("flares") zijn tijdelijke verhelderingen in de chromosfeer die enkele minuten tot enkele uren kunnen duren. De energie die er vrijkomt in een zonneflare kan 10²⁵ joule bedragen (ongeveer 10 miljard atoombommen van 250 kTon elk!). De meeste flares zijn enkel zichtbaar door het observeren met een smalbandfilter van welbepaalde spectraallijnen. Niettemin kunnen de helderste en energierijkste flares gezien worden in wit licht. Deze "wit licht flares" (WLF) zijn echter zeldzaam: een gemiddelde van 5 per zonnecyclus. Een breedbandfilter in het blauwe gedeelte van het spectrum (zoals een Kodak Wratten #47) verhoogt de kansen op het zien van een dergelijke uitbarsting aanzienlijk.

Normaal wordt de waterstof-alfa spectraallijn, op een golflengte van 656,3 nm, gebruikt voor het waarnemen van zonne-uitbarstingen. Meestal wordt een filter met een halfbandbreedte van een kwart tot een halve Ångstrom (0,025 - 0,05 nm) gebruikt. Een afstelbare filter is een handig hulpmiddel voor het volgen van chromosferische bewegingen die dikwijls met zonneuitbarstingen gepaard gaan. Ook de spectrale breedte van een flare kan gebruikt worden als aanwijzing voor de helderheid van de flare indien er been accurate fotometrie beschikbaar is.

Over het algemeen vinden de uitbarstingen plaats in of in de buurt van een actief gebied (zonnevlekkengroep). De enige uitzondering hierop is wanneer de uitbarsting geassocieerd is met een groot, donker filament. Dit zijn de zogenaamde Hyder flares.

Er zijn twee aspecten aan een flarewaarneming: eerst en vooral de eigenlijke detectie van de flare zelf, gevolgd door de parametrisatie van de uitbarsting. Hoewel een flare gedefinieerd is als een tijdelijke verheldering in de chromosfeer, bestaan er bepaalde vormen van chromosferische verheldering die niet als flares geklasseerd worden. Deze zijn verbonden aan zowel de helderheid als de oppervlakte van de verheldering, en het zijn juist deze twee karakteristieken die bepalen of er een flare heeft plaats gevonden.

Om als een flare geklasseerd te worden, moet de chromosferische verheldering zowel een oppervlaktelimiet als een helderheidslimiet overschrijden. Voor waarnemingen in H-alfa bedraagt de helderheidslimiet 150% van de chromosferische achtergrond, en de oppervlaktehelderheid 10 miljoensten van de zichtbare zonnehemisfeer (vergelijkbaar met 1 vlekje uit een A-groep). Een verheldering van minder dan 150% van de chromosferische achtergrond (zelfs met een opervlakte groter dan 10 MH) wordt een plage fluctuatie genoemd (een plage is een chromosferisch fakkelveld). Een kleine verheldering die 150% van de chromosferische achtergrond overschrijdt, maar kleiner is dan 10 MH wordt een puntverheldering genoemd.

Eens een flare is gedetecteerd, moeten zijn karakteristieken bepaald worden:

Waarneming	Chromosferische verheldering
Detectielimieten	Oppervlakte > 10MH	Helderheid > 150%
Primaire karakteristieken	Begin	Oppervlakte
	Maximum	Helderheid
	Einde	Locatie
Secundaire karakteristieken	Actief gebied of Hyder flare?	Donkere surge?
	Bedekking Umbra?	Verdwijnend filament?
	Parallel (//) of ineenvloeiend (Y)?	Doppler shift?
	Loop systeem?	Sympathieke (simultane) flares?
	Enkel- of meervoudige eruptiecentra?	Moretongolf?
	Aantal briljante punten?	Zichtbaar in wit licht?

Er zijn 6 essentiële parameters waarmee een flare gewoonlijk wordt beschreven. Aan deze kunnen talrijke andere karakteristieken worden toegevoegd. Deze secundaire eigenschappen kunnen immers informatie bevatten over potentiële geo-effectieve gebeurtenissen verbonden aan deze flare. Sommige wijzen op coronale massa ejecties (CME's), andere wijzen op hoge temteraturen in deze flares die gewoonlijk verbonden zijn met de emissie van hoogenergetische deeltjes (protonen,...).

Terug naar Overzicht.

Primaire flare karakteristieken

• Flare tijden:
Het gedrag in de tijd van een flare wordt vastgelegd door de starttijd, de tijd waarop de maximale helderheid wordt bereikt, en de eindtijd te specifiëren. De start van de flare is gedefinieerd als het moment waarop de flare voor het eerst beide detectielimieten overschrijdt. De piektijd is de tijd van maximum helderheid van een gebied in de flare dat groter is dan 10 MH. Het is NIET de tijd waarop de flare zijn grootste oppervlakte bereikt (helderder dan 150% van de achtergrond). Bij de meeste flares vindt dit moment plaats na het moment van maximale helderheid. De eindtijd van de flare wordt afgeklokt op het moment dat het gebied van de flare dat helderder is dan 150% van de chromosferische achtergrond, kleiner wordt dan 10 MH. Zorg dat de gebruikte klok of horloge de correcte tijd aangeeft. Synchronisatie kan gebeuren met het tijdstip van het nieuws op de openbare omroep of nog nauwkeuriger, met deze atoomtijd.
• Flare locatie:
Voor de locatie van de flare worden meestal de heliografische coördinaten van het geometrische centrum van het uitbarstingsgebied genoteerd. De heliografische coördinaten zijn de breedte en de afstand tot de centrale meridiaan van het flarecentrum. Deze worden fotografisch bepaald met behulp van een Stonyhurst schijf (overlegd op de foto), ofwel met de computer in geval van een digitaal beeld. In tegenstelling tot de protuberansen, waar er enkel rekening moest gehouden worden met de P-hoek van de zon (de hoek van de centrale meridiaan van de zon met de noordzuidas zoals gezien vanop aarde), dient ook de B₀ verrekend te worden bij de bepaling van de coördinaten. De locatie van de flare kan ook beschreven worden in relatie tot een opvallend punt op de zonneschijf (bijvoorbeeld een zonnevlek, een groot filament,...). Aangezien het merendeel der flares plaatsvindt in zonnevlekkengroepen, kan bij zuiver visuele waarnemingen als referentie het NOAA-nummer van de desbetreffende groep gebruikt worden (zie ARM, SOHO, MEES of SIDC). Bij grote flares of bij flares met meervoudige eruptiecentra kan een benaderde locatie afgeleid worden door de flarepositie in te tekenen samen met de schijnbare oostwestlijn en noordzuidas, en de tekening dan als een foto te behandelen. Een kruisdraadoculair kan van nut zijn. Een nauwkeurigheid van 5° is al een succes!

In de praktijk dient een waarnemer zich geen al te grote zorgen te maken over de bepaling van het geometrische centrum van de flare. Meestal is het voldoende om een rechthoek rond de uitbarstingsgebieden te trekken, en dan de coördinaten van het centrum van de rechthoek te bepalen.

• Flare oppervlakte:
De oppervlakte van een flare wordt meestal uitgedrukt in eenheden van een miljoenste van de zichtbare zonnehemisfeer. Hierbij is 1 MH = 3,0437 miljoen vierkante kilometer. In het verleden werd ook de heliocentrische vierkante graad gebruikt. Dit is het vierkant dat, in het centrum van de zonneschijf, een hoek van 1° in beide richtingen inneemt. 1 vierkante graad komt op die manier overeen met 48,5 MH. In een nog duisterder verleden werd de "lichaamshoek" (solid angle) gebruikt, overeenstemmend met 1 vierkante graad in het centrum van de zonneschijf vanuit de aarde gezien. Deze hoek komt overeen met 16,73 vierkante boogseconden.

De flare-oppervlakte wordt normaal bepaald door het tellen van vierkantjes van een transparant vel mm-papier dat over het beeld (foto of digitaal) wordt gelegd. De bekomen waarde moet echter gecorrigeerd worden voor perspectief, en zeker naarmate het eruptief gebied de zonnerand nadert. Voor de zon betekent dit een behoorlijk probleem, omdat flares ook een redelijke hoogte kunnen bereiken. Hierdoor kan de oppervlakte van een flare aan de zonnerand fel overschat worden als de standaard berekeningsmethode wordt gebruikt.

Om dit probleem te verhelpen, analyseerden Smith & Smith 4700 flares zoals waargenomen vanop het Sacramento Peak Observatory (New Mexico, USA). Door gebruik te maken van statistische technieken kwamen ze tot de volgende correctieformule:

A_c = (A_m / 2) / (0,2 . R_v + Ö(1 - R_v . R_v))

waarin:

Ac de gecorrigeerde oppervlakte voorstelt in miljoensten van de zichtbare zonnehemisfeer

Am de gemeten oppervlakte voorstelt in miljoensten van de zonneschijf

Rv = r / R de fractionele straal van het centrum van de flare is. Deze mag gemeten worden op de schijf in dezelfde eenheid als de straal van de zonneschijf, aangezien r de afstand is tussen het centrum van de zonneschijf en het centrum van de uitbarsting, en R is de straal van de schijf.

Noteer dat de factor 2 de schijfoppervlakte omzet in een hemisferische oppervlakte A_h, aangezien de schijfoppervlakte = p R² en de hemisferische oppervlakte = 2 p R². De term onder de vierkantswortel is de standaardcorrectie voor het randperspectief, terwijl de term 0,2 . R_v de correctie is voor de van 0 verschillende hoogte van de flare.

De bovenstaande uitdrukking wordt soms ook geschreven als:

A_c = A_h / (0,2 . sin( q) + cos(q))

Deze uitdrukking is in feite identiek aan de eerste, omdat de hoek q de hoek is tegenoverliggend het centrum van de zon en het cirkelsegment gaande door het centrum van de zonneschijf en het centrum van de uitbarsting. De sinus van deze hoek q is gelijk aan r / R .

Wanneer de oppervlakte van de flare bepaald wordt, dan is het die oppervlakte waarvan de helderheid 150% van de chromosferische achtergrond overschrijdt op het moment van de maximale helderheid, NIET op het moment van de maximale oppervlakte (dat laatste gebeurt dus later in de evolutie van de flare). Wanneer de meting gebeurd en gecorrigeerd is, wordt de flare volgens een belangrijkheidscategorie ("Importance") ingedeeld.

Importance	Ac ( MH )	Ac ( °2 )	Ac ( 106 km2 )
S	10 < Ac < 100	0,2 < Ac < 2,1	30 < Ac < 304
1	100 < Ac < 250	2,1 < Ac < 5,2	304 < Ac < 761
2	250 < Ac < 600	5,2 < Ac < 12,4	761 < Ac < 1826
3	600 < Ac < 1200	12,4 < Ac < 24,7	1826 < Ac < 3653
4	1200 < Ac	24,7 < Ac	3653 < Ac

Voor visuele waarnemingen kan de lengte en de breedte van de flare geschat worden en, mits correctie voor het perspectief (zie hiervoor), geklasseerd worden volgens A_c ( ^°2 ). Ook kan gebruik worden gemaakt van onderstaande figuur, om een schatting van de categorie te kunnen maken. De breedte van de flare is 1°, de lengte is het minimum om tot een van de categorieën 1, 2, 3 of 4 te horen. Indien de flare kleiner is dan de rechter flares, gaat het om een subflare ("S"). Zowel de lengte als de breedte werden gecorrigeerd voor perspectief (berekend voor 15°, 30°, 45°, 60° en 75°). De waarnemer dient er enkel voor te zorgen dat de grootte van de gebruikte figuur overeenkomt met de grootte van de zonneschijf in het beeldveld van het oculair, zodat een gelijkwaardige vergelijking mogelijk is.



• Flare helderheid:
De helderheid van de flare is waarschijnlijk een van de minst nuttige en minst reproduceerbare flare parameters, die bovendien ook nog sterk afhankelijk is van de gebruikte H-alfa filter. Omwille van deze redenen is de correlatie tussen helderheid van de flare en de totale vrijgekomen hoeveelheid energie tijdens het flare fenomeen, zeer beperkt. Daarom is de parameter van weinig hulp bij het bepalen van de netto-effecten van de flare.

Wanneer fotometrie beschikbaar is (hetzij fotografisch of digitaal), kan een flare geklasseerd worden bij een van de volgende 3 categorieën: zwak (F; "faint"), normaal (N; "normal"), of briljant (B; "brilliant") volgens de piekhelderheid van om het even welk gebied groter dan 10 MH (zie bovenstaande tabellen) en dit in % van de chromosferische achtergrond. Noteer dat de intensiteit van de chromosferische achtergrond moet gemeten worden in hetzelfde gebied als waarin de flare optreedt (ter compensatie van de effecten van randverduistering).

Indien fotometrie niet beschikbaar is, maar de H-alfa filter kan off-band gedraaid ("getuned") worden, dan kan de totale bandbreedte van de helderste delen van de flare als een alternatief gebruikt worden om de helderheidsklasse te bepalen. Deze methode kan zo trouwens ook als een detectielimiet gebruikt worden. Een zwakke flare moet dus zeker een oppervlakte van 10 MH bezitten die een bandbreedte heeft van minstens 0,8 Å (O,08 nm). Die bandbreedte mag wel asymmetrisch liggen ten opzichte van de H-alfa lijn (bijvoorbeeld van +0,2 tot -0,6 Å).

De waarnemer dient er ook rekening mee te houden dat de aardatmosfeer en lokale veranderingen in uitrusting (zowel optisch, fotografisch als elektronisch) het lichtniveau van de achtergrond kunnen veranderen. Fotometrie dient dus gestandaardiseerd te worden op de huidige en lokale chromosferische achtergrond.

Tenslotte dient ook opgemerkt dat een zonnebeeld, aangepast voor een optimaal visuele waarneming, meestal een onvoldoend dynamisch bereik (algemene intensiteit) zal hebben om fotometrische metingen van een "onverzadigde" briljante flare uit te voeren. Het kan daarom noodzakelijk zijn om twee types lichtwegen te gebruiken: een "veel licht" lichtweg voor visuele waarnemingen, en een "weinig licht" lichtweg voor de bepaling van de helderheid van de flare. Dit is vergelijkbaar met het gebruik van een fotografisch en een visueel filter bij de waarneming van zonnevlekken.

Categorie	Helderheid (%)	Bandbreedte	Visueel
F (faint)	160 < h < 260	0,08 nm < b < 0,12 nm	Normaal
N (normaal)	260 < h < 360	0,12 nm < b < 0,20 nm	Helder
B (briljant)	360 < h	0,20 nm < b	Briljant

Onderstaande tabellen en grafiek geven een idee van het aantal H-alfa flares per oppervlakte en per helderheidsklasse. De data zijn gebaseerd op ongeveer 30.000 flares (data afkomstig van NGDC/NOAA) waarvoor zowel een classificatie in H-alfa als in het röntgen beschikbaar was (van januari 1976 tot december 2004).

Onderstaande tabel laat zien dat het bij de meeste uitbarstingen gaat om een subflare. Deze subflares kunnen nochtans zeer helder worden (SB!). De klassen 3F, 4F en 4N zijn in bijna 30 jaar nog nooit voorgekomen, en er waren slechts 9 4B's! In 60% van de gevallen gaat het om zwakke flares, en slechts 15% bereikt een briljante helderheid.

Class	F (faint)	N (normal)	B (brilliant)
S	17368	5095	1970
1	1276	2015	1525
2	86	294	561
3	-	14	97
4	-	-	9

Bijgevoegde grafiek laat het verloop van de diverse oppervlaktecategorieën (1, 2, 3&4 samen) zien voor de periode 1976 tot 2004. Het aantal flares uit de categorieën 3 en 4 is zeer laag, en de 23^ste zonnecyclus produceerde opvallend minder "grote" flares dan SC21 en SC22.



Onderstaande tabel drukt de relatie uit tussen de röntgenklasse van een flare en zijn optische classificatie in H-alfa. De aantallen zijn promille (per 1000). C2 stelt het gemiddelde voor de klassen C1 tot C3 voor, C5 voor C4 tot C6, enz. X5 is het gemiddelde van alle X-flares. "0" wil zeggen dat er sinds 1976 minder dan 14 dergelijke gevallen voorkwamen, en "-" dat een dergelijk geval niet voorkwam. Opnieuw valt het grote aandeel aan zwakke flares op, zowel in het röntgen als in H-alfa. Interessant is ook dat de krachtigste röntgenflares niet noodzakelijk het helderst of het grootst zijn in H-alfa.

Types	C2	C5	C8	M2	M5	M8	X5	Totaal
SF	384	88	31	26	2	0	1	532
SN	111	36	13	17	1	0	0	178
SB	27	18	10	15	1	0	0	72
1F	17	12	6	10	1	0	0	47
1N	17	17	11	26	3	1	1	75
1B	6	8	7	27	5	2	2	57
2F	0	0	0	2	0	0	0	3
2N	1	1	1	6	1	1	1	11
2B	0	1	1	7	4	2	6	21
3N	0	0	-	0	0	0	0	1
3B	0	-	0	0	0	0	3	4
4B	-	-	-	0	-	0	0	0
Totaal	564	181	81	135	18	7	14	1000

Terug naar Overzicht.

Secundaire flare karakteristieken

Er bestaan talrijke secundaire karakteristieken geassocieerd aan een flare, waarbij verschillende organisaties er dikwijls voor kiezen een variërend deel te rapporteren. Sommige parameters duiden op een hoge temperatuur, sommige zijn verbonden aan coronale massa ejecties (CME's), en nog andere hebben twijfelachtige correlaties met bepaalde belangrijke effecten. Enkele van de meest bruikbare worden hieronder besproken.

• Actief gebied of Hyder flare?
De meeste flares kunnen in verband worden gebracht met een bepaald actief gebied of een bepaalde zonnevlekkengroep. In die gevallen is het de gewoonte om het nummer van het actief gebied (zoals toegewezen door het Space Environment Center in Boulder, Colorado, USA) aan de flarelocatie toe te wijzen. Een flare die niet aan een dergelijk actief gebied kan worden gekoppeld, is zeer waarschijnlijk een Hyder flare. Een dergelijke flare gaat meestal samen met de verdwijning van een groot, donker filament (verafgelegen van een actief gebied), en dit veronderstelt dus dat Hyder flares gepaard gaan met coronale massa-ejecties. Sommigen gaan zelfs zover te veronderstellen dat hierbij ook energetische deeltjes worden geproduceerd. Hoewel sommige Hyder flares gepaard gaan met beide fenomenen, duidt het empirisch bewijs erop dat dit niet het geval is in alle flares.
• Percentage umbrale bedekking?
Als een flare meer dan 20% van de umbra van de grootste vlek in de groep bedekt, dan wordt dit beschouwd als een teken van een hoogenergetische flare.
• Parallelle (//-vormig) of ineenvloeiende (Y-vormig) ribbon flare?
Eens te meer zal een hoogenergetische flare een of meer banden ("ribbon") van flare materiaal vertonen die parallel aan (en dikwijls aan elke zijde van) de magnetische inversielijn (neutrale lijn) van het actief gebied, die gebieden van tegengestelde magnetische polariteit (volgens de gezichtslijn) van elkaar scheidt. Deze neutrale lijn wordt dikwijls aangegeven door een donker filament (groepsfilament), of een herkenbaar filament kanaal.
• Loop Protuberansen Systeem?
Een loop protuberansen systeem (LPS) gaat zeker gepaard met uitbarstingen van hoge temperatuur. Dit systeem lijkt te worden gevormd uit materiaal dat eerst werd ge¨jecteerd in de corona om vervolgens terug te condenseren. Het vormt dan een heldere top boven het uitbarstingsgebied, en vloeit vandaar terug naar de chromosfeer langs magnetische bogen aan weerszijden van de heldere top. Een arcade of fan van dergelijke loops vormt het protuberansen systeem. Een LPS vormt zich in het algemeen meerdere minuten na het tijdstip van de flarepiek, en kan meerdere uren blijven bestaan. Over het algemeen is het zeer gemakkelijk hen te herkennen wanner ze worden gezien in profiel langs de zonnerand (BBSO (Movies; voorlaatste clip)), maar het is heel wat moeilijker om ze als fijne donkere "lijntjes" te herkennen tegen de heldere achtergrond van de chromosfeer (mijn waarneming van de X1-flare van 30 juli 05). Onervaren waarnemers verwarren soms materiaal dat is uitgeworpen door de flare en dan naar de chromosfeer terugkeert, met een LPS. Nochtans zijn de aanwezigheid van de heldere top, en de bevestiging dat materiaal langs beide zijden "neerregent" de ultieme aanwijzingen voor een LPS. Er is een hoge correlatie tussen de uitstoot van energetische deeltjes en een LPS.
• Aantal eruptieve centra?
Een flare kan uitbarsten vanuit een of meerdere centra. De traditionele denkwijze veronderstelt een grotere geo-effectiviteit met meerdere eruptiecentra, maar dit is toch twijfelachtig.
• Aantal briljante punten?
Een flare van zwakke of normale intensiteit kan gebeurlijk een of meerdere heldere punten bevatten met een oppervlakte van minder dan 10 MH, maar wier helderheid de 350% van de chromosferische achtergrond overschrijdt. De traditionele betekenis die hieraan wordt gegeven is dat de flare van een hogere energie kan zijn dan uit zijn intensiteitsclassificatie zou afgeleid worden.
• Donkere surge?
Regelmatig kan er materiaal zien worden weggeslingerd door een energetische flare. Dit materiaal wordt gezien als een donkere surge of spray tegen de heldere zonneschijf, hoewel het dus als helder zal worden gezien aan de zonnerand (hetzelfde principe als protuberansen en filamenten). Zeer uitzonderlijk kan zeer heet materiaal als helder worden waargenomen tegen de heldere zonneschijf. Als de snelheid van het materiaal kan worden gemeten, blijkt dat het soms de ontsnappingssnelheid van de zon overtreft (617 km/s), en dus in de ruimte verdwijnt via de buitencorona.
• Verdwijnend filament?
Dikwijls wordt waargenomen dat het donkere filament langs de inversielijn van een actief gebied, geheel of gedeeltelijk verdwijnt juist voor of tijdens de uitbarsting. Dit kan wijzen op een coronale massa ejectie (CME).
• Doppler verschuiving?
Indien het kan worden gemeten, kan de Dopplerverschuiving van de flare worden gemeten. De verschuiving in zowel de blauwe als rode "wings" dienen apart te worden genoteerd. Zoals hierboven reeds werd aangegeven, kan de Dopplerverschuiving als een bijkomende indicator voor de flare-intensiteit worden gebruikt.
• Simultane of sympathieke flares?
De flares vinden afzonderlijk plaats. Nu en dan kan het gebeuren dat 2 of meer flares op bijna identiek momenten uitbarsten, hoewel ze op de zonneschijf ver van elkaar verwijderd zijn. In deze gevallen wordt gedacht dat er een magnetische connectie bestaat tussen de betrokken actieve gebieden. Oorspronkelijk werd gedacht dat dit gebeurde via magnetische flux onder de fotosfeer, maar recent werk suggereert een mogelijke connectie via coronale magnetische velden. Soms lijkt er een golf te ontstaan vanuit het flaregebied (zie Moreton wave), die een andere flare initieert in een nabijliggend gebied waar doorheen ze passeert.
• Moretongolf?
Een flare is, net zoals elke explosieve uitbarsting, ongetwijfeld en zeker bij hoge energieën vergezeld van een schokgolf. Onder de juiste omstandigheden kan deze golf worden waargenomen uitdijend van het flaregebied (zoals golven in een vijver nadat er een steen in geworpen is) door veranderingen in de intensiteit van de chromosferische achtergrond ([26])(Yohkoh science nugget). De Moretongolf heeft dan het uitzicht van een uitdijende ring, waarbij dikwijls slechts een deel van de ring zichtbaar is. De typische expansiesnelheid bedraagt 1000 km/s. Het passeren van de schokgolf kan ook herkend worden aan "knipogende" filamenten ([27]). De schokgolf brengt het filament immers aan het trillen, en deze bewegingen (dopplerverschuivingen) brengen het filament tijdelijk buiten de golflengte van de H-alfa lijn. Eventueel is de verstoring zo sterk, dat het filament onstabiel wordt en er een eruptie plaatsheeft.

Een grote parallelle ribbon flare - Learmonth Solar Observatory

Basisdocument door John Kennewell. © Copyright IPS - Radio and Space Services.

Terug naar Overzicht.

Waarnemingsrapport

Rapporten van H-alfa waarnemingen dienen aan net dezelfde eisen te voldoen als die voor visuele waarnemingen. Het (maandelijkse) rapport dient dus zo snel mogelijk na het einde van iedere maand naar de werkgroepleider (Franky Dubois) opgestuurd te worden, en dient essentiële zaken te bevatten zoals het waarnemingsinstrumentarium, het adres van de waarnemer en een korte uitleg bij de gebruikte symbolen (bijvoorbeeld g_N is het aantal vlekkengroepen op de noordelijke zonnehemisfeer). Tevens wordt het het best direct in het Engels opgemaakt, zodat hetzelfde formulier ook kan gebruikt worden om naar de eventuele internationale werkgroepen te sturen.

Voor H-alfa waarnemingen wordt ernaar gestreefd om de data zoveel mogelijk elektronisch (per e-mail) in tabelvorm (excel-file) over te maken. Dit vereenvoudigt de verwerking aanzienlijk. Eventuele opmerkingen kunnen in de cel zelf ("commentaar") of onderaan de tabel worden toegevoegd.

Hoewel het wenselijk is dat iedereen min of meer hetzelfde formaat gebruikt, is dit waarschijnlijk niet doenbaar aangezien ieder zijn eigen programma heeft. Dat bestaat meestal uit een basisactiviteit waaraan zijn toegevoegd de activiteiten die een persoonlijke voorkeur genieten.

Onderstaande voorbeelden geven een idee van hoe een waarnemingsrapport zou kunnen zijn opgebouwd. Zoals kan worden gezien, kan het waarnemen in H-alfa leiden tot een volledig aparte waarnemingsdiscipline die dan logischerwijze een apart waarnemingsrapport vereist. Het is aan de waarnemer zelf om hierin het onderscheid te maken.

Voorbeeld 1: Basis H-alfa programma toegevoegd aan fotosferische waarnemingen

Solar indices for the month of August 2005
Jan Janssens, Freesiadreef 3 B43, 1030 Schaarbeek BELGIUM e-mail: j.janssens@chello.be
http://members.chello.be/j.janssens/Engwelcome.html
Equipment		Celestron8, 203.2 mm, f/10, 68*, 1000 Oaks Obj. filter, Blue Ocf							Naked Eye	Coronado PST, < 1 Å, 40 mm, f/10, 33*
Day	Time	Q	gn	gs	CVn	CVs	PFn	PFs	A	W	Prom N	Prom S	Remarks
1	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
2	06:30	4	4	1	64	7	1	1	1	2	4	3	X
...	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
31	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
_	10	3,35	3,4	1,5	35,8	21,4	3,80	2,30	0,10	2,15	7,2	5,4	_

Voorbeeld 2: Uitgebreid H-alfa programma

Solar indices for the month of August 2005
Jan Janssens, Freesiadreef 3 B43, 1030 Schaarbeek BELGIUM e-mail: j.janssens@chello.be
http://members.chello.be/j.janssens/Engwelcome.html
Equipment		Coronado PST, < 1 Å, 40 mm, f/10, 33*
Day	Time	W	North				South				Flares
			Polar		Main		Polar		Main
			H	e	H	e	H	e	H	e
1	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
2	06:30	2	1	4	4	14	0	0	6	16	X
...	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
31	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
_	10	2,15	1,4	3,0	5,8	21,4	1,8	2,3	3,6	8,7	_

Voorbeeld 3: Uitgebreid H-alfa programma

Solar indices for the month of August 2005
Jan Janssens, Freesiadreef 3 B43, 1030 Schaarbeek BELGIUM e-mail: j.janssens@chello.be
http://members.chello.be/j.janssens/Engwelcome.html
Equipment		Coronado PST, < 1 Å, 40 mm, f/10, 33*
Day	Time	W	North						South						Flares
			Polar			Main			Polar			Main
			s	l	xl	s	l	xl	s	l	xl	s	l	xl
1	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
2	06:30	2	1	0	0	2	2	0	0	0	0	4	2	0	X
...	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
31	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_	_
_	10	2,15	1,1	0,3	0,0	4,1	1,7	0,0	1,1	0,7	0,0	2,6	1,0	0,0	_

Terug naar Overzicht.

Referenties

1. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.4.1, Willmann-Bell Inc., 1995
2. Taylor P.O., Observing the Sun pp. 73-74, Cambridge University Press, 1991
3. Beck et al., Solar Astronomy Handbook Fig. B.9.17-18 pp. 344-345, Willmann-Bell Inc., 1995
4. Roth G.D., Compendium of Practical Astronomy Vol. 2, Fig. 13.23-24 pp. 36-38, Springer Verlag, 1993
5. Zirin H., Astrophysics of the Sun, pp. 161, 169, 187, Cambridge University Press, 1988
6. Solar Terrestrial Dispatch, Internet Spaceweather Forecasting Course §2.3, 1996-1999
7. Beck et al., Solar Astronomy Handbook pp. 323-324, Willmann-Bell Inc., 1995
8. Stetter H., Sonne 105, pp. 8, VdS, Maart 2003
9. Roth G.D., Compendium of Practical Astronomy Vol. 2, pp. 39, Springer Verlag, 1993
10. Stetter H., Sonne 101, pp. 10-11, VdS, Maart 2002
11. Altrock D., "Rush-to-the-Poles", NOAO, Maart 1999
12. Phillips T., The sun does a flip, Science@NASA, Februari 2001
13. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.6.3.3, Willmann-Bell Inc., 1995
14. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.4.3, Willmann-Bell Inc., 1995
15. Zirin H., Astrophysics of the Sun, Table 9.1 pp. 266, Cambridge University Press, 1988
16. Zirin H., Astrophysics of the Sun, pp. 267, Cambridge University Press, 1988
17. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.4.5.1, Willmann-Bell Inc., 1995
18. Roth G.D., Compendium of Practical Astronomy Vol. 2, §13.6.5, Springer Verlag, 1993
19. Meadows P., Persoonlijke e-mail berichten, 28 juli 2005
20. Stetter H., Sonne 72, pp. 236-238, VdS, December 1994
21. Solar Terrestrial Dispatch, Internet Spaceweather Forecasting Course §12.5, 1996-1999
22. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.4.6.1, Willmann-Bell Inc., 1995
23. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.4.7, Willmann-Bell Inc., 1995
24. Kennewell J., Solar Flare Patrol, IPS Radio and Space Services, ©2001
25. Beck et al., Solar Astronomy Handbook §B.9.5, Willmann-Bell Inc., 1995
26. Nitta N., Moreton waves and Coronal waves, Yohkoh Science Nuggets MSU, Februari 2002
27. Zirin H., Astrophysics of the Sun, Fig. 11.8, pp. 390-391, Cambridge University Press, 1988
28. De Pontieu B. and Nelson B., Scientists explain mysterious plasma jets on the sun, Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab, 29 juli 2004

Terug naar Overzicht.

Bijlage 1: Kruisdraadoculair

De onderverdeling in zonnehemisfeer of in zones is niet altijd even evident op zuiver visuele gronden. Hulp onder de vorm van een kruisdraad(oculair) kan best gebruikt worden. Onderstaande bespreking is in principe alleen van toepassing op de Coronado PST (40 mm opening, 400 mm brandpuntsafstand, 12 mm Kelner-oculair), tenzij anders vermeld.

• Aanschaf van een kruisdraad(oculair)

Lichtenknecker verkoopt 2 types kruisdraadoculairen. Een 20 mm Kelner voor 56€, en een 10 mm Plössl voor 193€. De eerste is schappelijk in prijs, maar de vergroting is vrij klein (slechts 20x), de laatste vergroot 40x maar is wel duur. Zoals verderop besproken, kan een 20 mm oculair volstaan voor de indeling in zones.

Een alternatief wordt geboden door Optiek Van Grootven. Voor 15€ kan daar een TAL-kruisdraad worden verkregen die in de oculairtube geschroefd kan worden. Er is echter een probleem, namelijk dat de kruisdraad pas scherp wordt gezien in oculairen met een vrij grote brandpuntsafstand (vanaf 25 mm). ***Deze scherpte is onafhankelijk van de focusregeling van de telescoop!*** De TAL werkt dus niet bij het standaard meegeleverde 12 mm Kelner oculair. In feite zou een inkorting van de oculairtube het probleem nog niet volledig oplossen, omdat de focus bijna binnen het kleine lensje ligt en er dus hooguit een nog steeds wazig beeld van de kruisdraad wordt verkregen. De TAL werkte wel redelijk met het Ganymedes Er. 25 mm oculair. De dikte van de draad en de lage vergroting zorgen er echter voor dat het zonnebeeld niet echt goed kan georiënteerd worden. Het 25 mm oculair met kruisdraad kan wel zijn diensten bepalen voor telescopen met grotere brandpuntsafstanden, zoals bijvoorbeeld bij een C8 voor de hemisfeerbepaling bij poolfakkelwaarnemingen.

• Bouw van een kruisdraadoculair

De ultieme oplossing bestaat erin om zelf een kruisdraadoculair te maken. Hiervoor kan gebruik gemaakt worden van het geëtste glazen kruisdraadplaatje dat kan gevonden worden in de zoeker van telescopen of in microscopen. Met behulp van 2 dichtingsringen kan het plaatje dan zodanig bij de lens worden gepositioneerd dat het beeld uiteindelijk toch scherp wordt, met de kruisdraad centraal in beeld. Eventueel dient het plaatje te worden omgedraaid, of moeten er bijkomende dichtingsringen gebruikt worden tot het beeld scherp wordt. Het geheel van dichtingsringen en het ertussen geklemde kruisdraadplaatje worden op hun plaats gehouden door de oculairtube die zover mogelijk in het oculair geschroefd wordt. Dat laatste is meteen de reden waarom deze methode niet bij het meegeleverde Kelner oculair kan toegepast worden: De tube draait rond het oculair en kan dus niets vastzetten. De methode werd met succes toegepast op een Celestron Ultima 19 mm oculair. De geëtste draad is zeer scherp en veel fijner dan de TAL-kruisdraad.

• Gradenverdeling

Welke van de hierboven beschreven methodes ook gebruikt wordt, het oculair kan pas efficiënt gebruikt worden indien er op de buitenkant van het oculair een gradenverdeling wordt aangebracht. Verscheidene oplossingen zijn mogelijk. Het eenvoudigst is gewoon om om de 10°, een merkstreepje in een opvallende kleur aan te brengen aan de oculairrand die rust op het zenitprisma (Blocking filter) van de PST. 10° komt overeen met de omtrek van het oculair (= p . Oculairdiameter) gedeeld door 36. Eens de streepjes getrokken, kunnen ze overplakt worden met (doorschijnende) plakband. Dit vermijdt dat de streepjes worden uitgeveegd tijdens het gebruik van het oculair.

• Gebruik van het oculair
1. Maak een tekening van de zon in H-alfa zoals gezien door het Kelner-oculair (of het oculair dat gewoonlijk gebruikt wordt voor deze waarneming). Let er ook op dat voldoende oppervlaktedetails worden getekend.
2. Installeer nu het kruisdraadoculair.
3. Kies een referentiepunt op de zon. Dit kan de zonnerand zijn, een zonnevlek, of het uiteinde van een filament. Hou er rekening mee dat de PST een "sweet spot" heeft, en een protuberans niet zichtbaar is tijdens de volledige procedure.
4. Plaats dit referentiepunt langs een van de kruisdraden, en laat de zon door het beeld bewegen. Het referentiepunt zal zich waarschijnlijk vrij snel ofwel van de kruisdraad verwijderen, ofwel ernaar toe bewegen.
5. Door het oculair nu te draaien in de oculairhouder, kan de positie van de draad zodanig worden bijgesteld dat het referentiepunt nu wel parallel loopt aan de kruisdraad. Dit vraagt enige oefening, maar de ervaring komt snel. De draad langswaar het referentie punt beweegt, is de schijnbare oost-westlijn, en loodrecht daarop staat de schijnbare noordzuidas.
6. Plaats nu het centrum van de zonneschijf in de kruising van de kruisdraden.
7. Corrigeer nu voor de P-hoek aan de hand van de gradenschaal die buiten op het oculair werd aangebracht. Als referentie kan bijvoorbeeld het schroefje dienen waarmee het oculair anders wordt vastgezet. Zorg ervoor dat het oculair meteen in de goed richting wordt gedraaid (positieve P-hoeken worden gedraaid van noord via oost), anders dient de procedure te worden overgedaan!
8. De 2 draden van de kruisdraad duiden nu resp. de ware oost-westlijn en de ware noord-zuidas aan! Zet het oculair met behulp van het oculairschroefje vast zodat de correcte oriëntatie van de kruisdraad behouden blijft.
9. Plaats nu het centrum van de zonneschijf in de kruising van de kruisdraden. De onderverdelingen in noordelijke en zuidelijke zonnehemisfeer, of in polaire en hoofdzone kunnen nu ofwel rechtstreeks aan het oculair gemaakt worden (eventueel met behulp van een kleine schets), ofwel kunnen de hoofdassen, rekening houdend met de posities van de reeds ingetekende oppervlaktedetails, worden overgebracht op de tekening.
10. Door de rotatie van de aarde zal voor waarnemingen, uitgevoerd op een ander tijdstip van de dag, de procedure telkens herhaald moeten worden: De beweging van de zon door het beeldveld van het oculair verandert immers mee!
• Breedtebepaling van protuberansen

Voor protuberansen die zich bevinden op breedten tussen 45° en 55° ligt het niet voor de hand om ze zuiver op visuele gronden onder te verdelen in polaire of in hoofdzones. Om de breedte van protuberansen te bepalen, bestaat er een nauwkeurige (+/- 1°), doch tijdsintensieve methode gebaseerd op de kruisdraad.

1. Voer de stappen b. tot en met h. uit zoals hiervoor beschreven bij "Gebruik van het oculair". Op het einde van de procedure dient men de noordelijke en zuidelijke zonnehemisfeer goed te kunnen lokaliseren. Het gekozen referentiepunt dient ongeveer 2 minuten lang parallel te lopen aan de kruisdraad. Spendeer gerust 10 minuten om de nauwkeurigheid zo hoog mogelijk te krijgen. Corrigeer NIET voor de P-hoek: dat komt op een later tijdstip.
2. Zorg ervoor dat de protuberans van dewelke je de breedte wil berekenen, zeker door de "sweet spot" passeert. Plaats de zon ten oosten van de schijnbare noord-zuidas. De zon beweegt dus loodrecht naar deze as toe.
3. Op het moment dat de rand van de zon de kruisdraad raakt, neem je de tijd op (nauwkeurigheid van 1 seconde volstaat). Noem dit tijdstip t₀.
4. Op het moment dat de bewuste protuberans de schijnbare noord-zuidas (de kruisdraad) passeert, neem je de tijd opnieuw op. Noem deze tijd t₁.
5. Op het moment dat de zonnerand de schijnbare noord-zuidas van de kruisdraad voor het laatst raakt, wordt de tijd opnieuw opgenomen. Dit is t₂.



6. Stel delta = t₁ - t₀, en totaal = t₂ - t₀. De schijnbare breedte b_s van de protuberans is dan

   bs = Bgcos[(delta - totaal/2)/(totaal/2)]

   Voor westelijk gelegen protuberansen resulteert de formule in hoeken groter dan 90°. Neem de negatieve waarde van deze hoek, en tel hier 180° bij.



7. Voer nu de correctie uit voor de P-hoek. Let erop dat als de oost-westlijn hierdoor naar de protuberans toebeweegt, de breedte van de protuberans kleiner wordt. Zie onderstaande figuur voor de nodige correcties. De ware breedte b_p van de protuberans is dus b_s +/- P, met b_p < 90°.



Voorbeeld

Op 18 augustus 2005 bevindt er zich een protuberans aan de zuidoostelijke rand. Na correctie voor de P-hoek lijkt deze protuberans zich rond 50° breedte te bevinden. Tijdsmeting dient uitsluitsel te brengen.

Na de kruisdraad correct georiënteerd te hebben, worden de volgende tijdstippen gemeten:

• t₀ = 09h27m50s UT
• t₁ = 09h29m20s UT
• t₂ = 09h30m02s UT

Hieruit volgt dat delta = 90 seconden, en totaal = 132 seconden, zodat

b_s = Bgcos[(90 - 66)/(66)] = Bgcos(0,3636) = 69°.

Correctie voor de P-hoek (+17°; zie Hemelkalender) voor het zuidoostelijke kwadrant resulteert dan in de ware breedte voor deze protuberans: b_p = b_s - P = 69° - 17° = 52°. De protuberans behoort dus tot de polaire zone.

Interessant is nog dat vergelijking met beelden van de Solar Monitor uitwijst dat de breedte van de protuberans slechts 45° is, maar na verificatie met een Ha-foto van Meudon (via het Global Ha-network) blijkt de breedte wel degelijk 52° te zijn. Het grid zoals toegepast door de Solar monitor is niet nauwkeurig en dus louter indicatief!

Terug naar Overzicht.

Bijlage 2: Bijzondere richtlijnen WG Zon

• Tijdens de werkgroepvergadering van 05 november 2005 besloot de WG Zon van start te gaan met het voorgestelde Ha-waarnemingsprogramma, maar met volgende kanttekeningen:
• Naast de seeing Q zal bij elke Ha-waarneming ook de doorzichtigheidsparameter W (Wedel) worden opgetekend.
• Het basisprogramma bestaat uit het bepalen van het aantal protuberansengroepen (H) en het protuberansengetal R_p. Het voornaamste doel zijn langetermijnevoluties, wat uitmiddelen over de verschillende waarnemers toelaat. Slechts 1 waarneming per dag en per waarnemer is toegelaten (in principe die met de beste seeing/doorzichtigheid).
• Teneinde verwarring met spikulen te voorkomen, dient een protuberans minstens 1% boven de zonnerand uit te steken en meer dan 15 minuten lang zichtbaar te zijn.
• Enkelvoudige protuberansen die meer dan 5° uit elkaar staan, zullen als apart worden beschouwd, tenzij er een fysische link aanwezig lijkt te zijn (bv. als de protuberansjes naar elkaar toegekromd zijn).
• Het geavanceerde programma bestaat uit de bepaling van voornoemde parameters H en R_p, maar dan met opsplitsing per zonnehemisfeer (noord/zuid) en/of per zone (polaire of hoofdzone). De eventuele bepaling van de hoogte van protuberansen, evenals de waarneming van flares behoren eveneens tot dit waarnemingsgedeelte.
• De overgang van hoofdzone naar polaire zone werd vastgelegd op 50° (in navolging van de Duitse werkgroep Sonne). Protuberansengroepen die zich van de hoofdzone tot in de polaire zone uitstrekken, zullen als polair worden beschouwd (bv. van 45° tot 51°).
• Het specialisten-programma bevat fotografie, oppervlaktebepaling, breedteligging en classificatie (Sonne, Zirin) van protuberansen.
• De waarnemingen zullen maandelijks in excel-formaat voor de 10de naar de werkgroepleider worden gestuurd.
• Voor vragen, opmerkingen, Ha-ALERTS (bv. bij een flare),... zal gebruik worden gemaakt van het VVS-forum (inschrijven kan via een e-mailtje naar "Majordomo@vvs.be" te sturen met als bericht "subscribe wgzon").

Terug naar Overzicht.

Bijlage 3: Vergelijking met de BAA

E-mail van 5 november 2006 aan werkgroepleider Franky Dubois; Verscheen eveneens in de Nieuwsbrief van de WG Zon van November 2006.

Na de werkgroepvergadering begin oktober 2006 heb ik met Marlyn Smith (BAA) gecorrespondeerd over dit onderwerp. Ter herinnering: Bij het opstellen van het H-alfa programma verleden jaar had ik de BAA (Mike Beales) ook gecontacteerd, zonder enig antwoord. Als input van de BAA gebruikte ik dan maar wat op hun website stond.

De bijlage beschrijft de manier waarop de BAA-leden het protuberansengetal bepalen. De voornaamste verschillen zijn:

• De BAA verdeelt de zonnerand in stukjes van 5° en telt "1" haard ongeacht het aantal protuberansen die er zich in dit gebied bevinden. De VVS-waarnemers daarentegen tellen een protuberans met een lengte van bijvoorbeeld 7° als 1 haard. De BAA zou dit dus als 2 haarden tellen. Hun methode telt op deze manier meer protuberansen dan de onze. Ik vind ze ook veel ingewikkelder en je hebt er -wat mij betreft- een gedetailleerd kruisdraadoculair voor nodig.
• De BAA telt geen eruptieve protuberansen of protuberansen die niet vasthangen aan de zonnerand.
• De protuberansen dienen bij de BAA minstens 3,3% boven de zonnerand uit te steken, bij de VVS is dat slechts 1%. Deze 1% is niet zo maar willekeurig bepaald: Hij is gebaseerd op 2 tekeningen in het Solar Astronomy Handbook (pp. 344) en in het Compendium of Practical Astronomy Vol. 2 (pp. 36). Beide zijn geschreven door Peter Völker van Sonne. De kleinste protuberansen in deze tekeningen hebben een hoogte tussen 1 en 2%, vandaar dus de 1%-norm.

Ik besloot om voor mijn waarnemingen (Dec 05-Mar 06, Jun-Aug 06) na te gaan wat de invloed was van de laatste 2 verschillen. De eruptieve protuberansen waren tijdens deze periode van geen invloed, ik telde er misschien 1. De invloed van eruptieve protuberansen kan misschien wel groter zijn tijdens het zonnemaximum. Ik vraag mij echter af waarom je dit soort protuberansen zou weglaten uit het protuberansengetal: Bijvoorbeeld 's morgens zou je hem wel tellen als een "rustige" protuberans, maar 's namiddags niet omdat hij "eruptief" is! Het protuberansengetal is toch een maat voor de chromosferische activiteit, niet?

Mijn oorsponkelijk gemiddelde over de betrokken 7 maand was 6,6, tegenover 3,9 voor de BAA. Na mijn herevaluatie daalde mijn H-waarde naar 4,6: 1,4 was op rekening van de kleine protuberansjes tussen 1 en 3% zonneradius, 0,6 voor de loshangende ("detached") protuberansen.

Prima nieuws is dat de algemene evolutie van H niet veranderde na de herevaluatie: hetzelfde verloop, maar gemiddeld ongeveer 2 eenheden lager. Wat mij betreft is dit een aanwijzing om niet direct iets te veranderen aan de manier waarop we protuberansen tellen.

4,6 is nog altijd iets hoger dan 3,9. Ik wijt dit echter aan het feit dat ik zelf slechts een paar waarnemingen doe per maand, en er dus een zekere bias kan bestaan. Ik zie ook nogal wat protuberansen van matige grootte, maar zeer lichtzwak.

Gebaseerd op het bovenstaande, denk ik niet dat we iets moeten veranderen aan de manier waarop wij protuberansen tellen. Onze maandelijkse H-waarden zullen wel hoger blijven liggen dan die van BAA, maar we weten nu waarom dat zo is en ook dat we perfect in overeenstemming zijn met de manier waarop de werkgroep Sonne haar protuberansengetal bepaalt.

Terug naar Overzicht.