Han åpnet foredraget med å gi en kort oversikt over kveldens tema som forløp noenlunde slikt :
1. Hvem observerte solflekker først ?
2. Om solflekk syklusen.
3. Hvor sterkt lyser solflekker og hvordan dannes de ?
( Vi har nå observasjoner fra SOHO som forteller hvordan solas indre struktur er og hvordan rotasjonen varierer innover i sola. Denne informasjonen kommer fra akustiske trykkbølger som gjør at sola skjelver som en gele klump. Disse små variasjoner på "overflaten" er nå blitt målt og tydet. )
4. Om hastigheter i solflekker som måles ved hjelp av doppler effekt.
5. Om observasjoner fra SOHO.
6. Konklusjon.
Han startet med å vise et detaljbilde av en solflekk med Umbra, Penumbra og påpekte Granulasjonen utenfor flekken ( i Fotosfæren ). Strek lignende strukturer i Penumbraen ( Penumbra-Filarmenter ) var også meget godt synlige.
|
På bildet : Den sorte Umbraen er egenlig gul - orange
med en temperatur på ca. 4000K. Granulasjons kornene i Fotosfæren er på ca. 2" i utstrekning og hele soldiameteren er på en halv grad dvs. 1800". ( Det er ikke solranden øvers, kun begrensning av kikkertfeltet ). |
Men hvem observerte solflekker først gjennom et teleskop ? Ja, i begynnelsen på 1600 tallet var det flere observatører i Nederland, England og Italia som observerte disse mørke flekkene, men det synes som om at det er Galileo Gallilei som virkelig forsto hva man så.
Galileo skrev selv følgende omterent slik : "Etter gjentatte observasjoner må flekkene være objekter nær soloverflaten som dannes og siden går i oppløsning. Noen med kort levetid og andre med lang levetid. De er i bevegelse rundt sola på grunn av sol rotasjonen som har en peridode på ca. en måne måned." ( Det var jo ikke så dumt sagt, men det var jo uhyrligt å si at sola hadde flekker på den tiden fordi da var ikke universet lenger perfekt. )
Foredragsholder gikk så over til å snakke om Solflekk-Syklusen og viste et diagram over antall flekker med tiden. Som de fleste vet er gjennomsnittet på perioden ( fra solflekk minimum til neste minimum ) på 11 år, men den kan variere fra bare 7 år til hele 14 år.
( Egentlig er perioden på 22 år fordi man må se på retningen til solas magnetfelt ). Han viste deretter et diagram over antall solflekker eller solflekgrupper og hvordan antallet varierer med tiden i tidsrommet 1912 - 1954. Diagramet viste også levetiden på gruppene. 1% av flekkene lever mer enn 10 dager, mens resten er bare en kort tid på soloverflaten før de stikker under igjen.
Ser man på arealet av de større flekkene så vokser de hurtig til maksimum størrelse for så å bruke lang tid på å dø ut.
Ser man på magnetisk følsomme spektrallinjer fra en flekk så deler de seg opp i 3 komponenter ( Zeemann effekt ).
Det viser seg at den viktigste egenskapen ved solflekker er magnetfeltet og at det er magnetiske fluks rør som danner dem.
Han fortalte så kort om sine første intensitets observasjoner av solflekker ( 1965 ).
Intensitet målinger viste at Umbraen har en temperatur på ca. 4000K mens Fotosfæren utenfor flekken er på 6000K. Eberhart Jensen og foredragsholder studerte den gang 2 aktuelle modeller av hvordan tetthet, temperatur og trykk økte nedover i en solflekk. Den ene modellen var utviklet av tyskeren Mattig og den andre av franskmannen Michard. Jensen og Maltby fant på noe nytt, og det var å regne på skrå nedover gjennom en solflekk i stedet for vertikalt som tyskeren og franskmannen hadde gjort. Med den tyske modellen oppførte flekken seg normalt, mens med den franske oppførte den seg som en Flare fordi de "kikket" så dypt under flekken hvor temperaturen var meget høy. De kom fram til at det måtte være noe feil med den franske modellen. Maltby fikk nå inspirasjon til å jobbe videre med observasjoner Eberhart Jensen og Per Ofstad hadde begynt med, nemlig å måle intensiteter i solflekker ( Ved Solobservatoriet på Harestua, og metoden var å la avbildningen av en solflekk drive over ei plate med et lite hull i og ha et fotometer bak ).
Det de oppdaget var at det syntes ikke å være noen sammenheng mellom størrelsen av flekken og intensiteten. Alle de store flekkene hadde omtrentlig samme temperatur som de små. Det nye de gjorde var å måle i infrarødt. ( Tidligere målinger var gjort i det synlige del av spekteret og da kan man lettere få med spredt lys fra omgivelsen som forstyrrer målingene, særlig ved små flekker. ( Franskmannen hadde ikke korrigert for dette.) )
Etter mange målinger kunne de fastslå at det virkelig ikke var noen sammenheng mellom arealet av solflekken og intensiteten i Umbraen.
Denne oppdagelsen ble skrevet i en artikkel og sendt til Nature ( 1968 ) Denne artikkel med nedeforstående forklaring ble lest overalt i verden. Forklaringen var at flekker oppstår av magnetiske fluksrør ( Man kan tenke seg en slange av magnetfelt som ligger dypt inne i sola og som av og til flyter opp til overflaten og bukter seg over soloverflaten en liten stund ). Av Joys låv ( 1919 ) som viser at solflekk gruppe vinkelen avhenger av bredden, tyder på at det er koriolis kraft som påvirker fluksrørene. Amerikaneren Parker og Jensen forsket mye på fluksrør og begge kom frem til at hvis man har et horisontalt magnetfelt, vil det flyte opp til overflaten ( Parker oppdrift ). Av ligning for gasstrykk og magnetisk trykk kan man se at fluksrøret får mindre tetthet enn omgivelsen. Det flyter opp og bukter seg over Fotosfæren.
Innerst i sola transporteres energien ved stråling og lenger ute ved konveksjon. Det er i dette overgangskiktet mellom stråling og konveksjon dypt inne i sola som fluksrøret er "forankret". Man kan altså forklare Joys låv ved slike fluksrør som påvirkes av solrotasjonen. Man er da nødt til å ha en feltstyrke på ca. 10^5 Gauss ( Ved overflaten i en solflekk er det omtent 10^3 Gauss ).
Det er nå en omfattende teori om hvordan sammenhengen mellom solflekker og fluksrør er.
Det er antagligvis noe spesielt med skiktet mellom strålings og konveksjonslaget og her har man målinger gjort fra SOHO til hjelp. ( Fra før vet vi at sola roterer senere jo nærmere polene man kommer ). Ved bruk av Helio-seismologi instrumenter har man funnet at sola roterer med forskjellige hastigheter innover intil vi kommer under konveksjonslaget. I dette området hvor energien transporteres som stråling roterer sola som ei stiv kule.
Vi får altså en skjæring mellom konveksjonslaget og den stive kula under og sansynligvis ligger magnetfeltet her. Å forklare nøyaktig hva som skjer i dette området er fortsatt en stor forskningsoppgave.
Foredragsholder fortsatte så med å fortelle om sin doktoroppgave som bl.a. gikk ut på å måle hastigheter i solflekker. Ved hjelp av spektrografen på Solobservatoriet fant han at hastighetene til gassen var størst ved randen av solflekkene og avtok inn mot Umraen. Like utenfor flekken fant han ingen hastigheter og det var jo litt rart. Det syntes også som om det var forskjellige hastigheter i de lyse og mørke Penumbra Filarmentene. ( Han ble frarådet av eldre kollegaer å publisere dette ).
Året etter publiserte en tysker akkurat dette. ( Moralen er, stol på deg selv og ikke hør for mye på eldre kollegaer ).
Foredragsholder gikk så over til å vise diagrammer og kurver for hvordan lydbølger brer seg i en solflekk. Observasjoner med SOHO kunne påvise slike lydbølger samt bevegelse av gassen mot oss og fra oss. Intensiteten av gassen varierer med bevegelsen og er størst når den kommer i mot oss og lavest når den går i fra oss.
Ut fra sin modell han hadde startet på 20 år tidligere var det mulig å beregne spektrallinje profiler og sammenligne med observasjoner som da stemte meget bra.
Foredragsholder avsluttet så med sin konklusjon med å sitere en engelsk professor som hadde studert månen hele sitt liv. På spørsmål om han kunne si noe om månen, svarte han bare : Det er komplisert.
For dette avanserte foredrag fikk foredragsholder vår faste gave, en Kong Haakon.
Etter en kort pause kl.20:05 fortalte Bjørn H. Granslo om hvordan man kan finne frem på stjernehimmelen.
Denne gang la han vekt på meteorer, kometer og planeter.
Til slutt ca. kl.21:00 var det visning av hjemmesider på internett hvor Arne Danielsen viste frem bilder tatt fra Leonidene.