Các nhà thiên văn học đã nhìn lên Mặt Trời quan sát và ghi chép lại từng những thay đổi nhỏ của nó. Hôm nay nhân ngày chủ nhật đẹp trời và sắp đến nhật thực, mình gửi đến mọi người bài dịch về cấu trúc hình ảnh của Mặt Trời và làm sao mà các nhà Thiên văn học nghiên cứu chúng nha!

Mặt Trời, vật thể sáng nhất trên bầu trời do đó cũng là thiên thể dễ quan sát nhất. Đặt an toàn lên đầu, và chỉ cần một chiếc kính thiên văn nhỏ cũng sẽ thỏa mãn bạn với hình ảnh chất lượng cao. Thêm nữa, bạn có thể quan sát Mặt Trời tốt kể cả khi điều kiện không cho phép quan sát bất kì thiên thể nào khác nữa.

Bắt đầu với đĩa Mặt Trời 


Atmospheric Imaging Assembly (AIA) instrument (Lemen et al., 2012) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO) 

Quang quyển (ENG: Photosphere) là bề mặt nhìn thấy của Mặt Trời và là lớp quan sát được thấp nhất của khí quyển Mặt Trời. Quan sát quang quyển một cách dễ dàng thông qua các loại filter ánh sáng Mặt Trời ở bước sóng nhìn thấy.

Nếu điều kiện quan sát (atmospheric steadiness – độ ổn định khí quyển) tốt, bạn có thể nhìn thấy sự tạo hạt (ENG: granulation), thường gọi là các chấm đen. Là những bong bóng hơi lớn, có vùng giữa nổi lên vùng biên thì chìm xuống, tạo nên những chấm đen Mặt Trời.

Những “faculae” là những khu vực sáng nhìn thấy trên quang quyển. Facula trong tiếng Latin là “ngọn đuốc nhỏ”. Những Faculae xuất hiện khắp trên đĩa, nhưng người quan sát thường thấy chúng gần khu vực biên Mặt Trời. Do ở đó, độ tương phản giữa faculae và vùng rìa tối là lớn nhất.


Cuối cùng, hãy nhìn vào hiện tượng gọi là vùng biên tối dần (Limb Darkening). Chúng ta quan sát thấy vùng biên tối dần vì Mặt Trời là một khối cầu. Ở khu vực mà chúng ta nhìn thấy như vùng ven của đĩa Mặt Trời, ánh sáng phải đi xa hơn xuyên qua lớp khí quyển Mặt Trời. Gây nên hiện tương vùng biên trở nên tối hơn so với phần giữa của Đĩa Mặt Trời.

Quyển sắc (chromosphere) 

“Quả cầu sắc màu” nằm ngay phía trên quang quyển (photosphere). Ở đó, các nguyên tử Hidro phát ra năng lượng dưới dạng bức xạ Hydrogen-alpha (Hα). Hα là ánh sáng ở phía đỏ với bước sóng 656.28 nanomet (nm). 

Thông qua một màng lọc Hα (Hα filter), cho phép bước sóng Hα đi qua, bạn sẽ nhìn thấy các vụ bùng nổ (Prominences), đám khí sáng bị thổi ra khỏi Mặt Trời và bị nhào nặn bởi từ trường. Chúng nhìn như những mũi giáo, các vòng, cây, bị thổi bay ra ngoài. Nó phủ những đường bóng đen lên đĩa Mặt Trời; các nhà thiên văn gọi chúng là những sợi tơ (filaments). 

Một đặc điểm khác gây ra bởi các tia Hα là những khu vực sáng bất thường quanh các đốm đen gọi là các plages.

Các vụ nổ Mặt Trời (Solar explosions)

Cũng là nhìn tốt nhất thông qua tấm lọc tia Hα, những bùng nổ (flare) Mặt Trời xảy ra khi khí quyển của nó bỗng nhiên giải phóng một lượng năng lượng từ trường. Những vụ bùng nổ Mặt Trời (solar flare) sinh ra các cơn bão bức xạ và là những vụ nổ lớn nhất trong Hệ Mặt Trời.

Các nhà thiên văn học đã phân loại các những vụ nổ bằng các tiêu chí như diện tích mà chúng bao phủ vào thời điểm phát sáng cực đại. 

Những vụ bùng nổ được chia từ mức cận bùng nổ – subflare (nhỏ hơn 2 độ vuông) đến bùng nổ quan trọng 4, bao phủ đến hơn 24.8 độ vuông. Trên Mặt Trời, một độ vuông sẽ bằng khoảng 57 triệu dặm vuông (tương đương với 150 triệu kilomet vuông).

Khu vực tối trong biển ánh sáng

Những đốm đen, là những đặc tính của quang quyển, thường có nhiều hình dạng và kích thước, phụ thuộc vào đặc tính của từ trường Mặt Trời. Từ trường giữ khí lại, làm chậm chuyển động của nó và làm nó trở nên nguội hơn so với khu vực xung quanh trên bề mặt Mặt Trời.

Thông thường, đốm đen Mặt Trời thường bao gồm một khu vực tối trung tâm gọi là vùng tối toàn phần (Umbra) bao quanh bởi một khu vực sáng hơn là vùng nửa tối. Nhiệt độ của vùng nửa tối thường khoảng 1000℃ dưới nhiệt độ của quang quyển, và ở khu vực tối toàn phần là 1500℃ đến 2000o℃ dưới nhiệt độ của quang quyển.

Khoảng 11 năm, hoạt động của Mặt Trời đạt đỉnh điểm, kết quả là làm tăng số lượng các vết đen và bùng nổ trên bề mặt. Nhà thiên văn học người Đức Heinrich Schwabe (1789 – 1875) khám phá ra chu kì của các vết đen Mặt Trời vào năm 1843. Chu kì 11 năm này dao động một ít trong khoảng 9.5 đến 12.5 năm. Các chu kì này bắt đầu vào điểm hoạt động của Mặt Trời bé nhất. Kể từ thế kỉ 19, các nhà thiên văn học đã ghi lại số lượng các vết đen Mặt Trời mỗi ngày.

Vào năm 1858, nhà thiên văn học Thụy Sỹ Johann Rudolf Wolf (1816 – 1893) đã công bố công thức tính số lượng các vết đen Mặt Trời hằng ngày: k(10g + f); trong đó g là số nhóm vết đen Mặt Trời, f là số vết đen Mặt Trời độc lập, và k là hệ số cân bằng, khác biệt cho mỗi người quan sát. Để tính toán hệ số k của bạn, truy cập vào astronomy.com/toc.

Quan sát thông qua hình chiếu Mặt Trời

Một cách để quan sát Mặt Trời là sử dụng thị kính để chiếu hình ảnh của Mặt Trời. Một số nhà quan sát sử dụng một cánh tay điều chỉnh giữ lấy một mảnh giấy, Người khác sử dụng một chiếc hộp tích hợp. Một chiếc hộp sẽ là một sự lựa chọn tốt hơn bởi vì nó làm tối đi khu vực xung quanh và tăng độ tương phản của hình ảnh thu về. Trong cả hai trường hợp, miếng giấy thu được một hình tròn 15 cm – kích thước phổ biến sử dụng bởi các nhà quan sát toàn cầu.

Đánh dấu bốn hướng, tập trung vào Mặt Trời, chỉnh cho nó vừa vào hình tròn. Nếu nó không vừa, có thể hoặc chỉnh khoảng cách thị kính hoặc miếng giấy hoặc chọn một thị kính với tiêu cự khác. Đừng sử dụng thị kính mà sử dụng các loại băng dính hoặc keo vì sức nóng Mặt Trời sẽ làm hỏng chúng.

Bộ lọc Mặt Trời trong bước sóng ánh sáng nhìn thấy

Một tấm phim lọc Mặt Trời là an toàn – nó sẽ không cho các bức xạ tia cực tím hay hồng ngoại độc hại đi qua. Đồng thời làm giảm cường độ sáng của Mặt Trời xuống mức dễ chịu.

Bộ lọc ánh sáng nhìn thấy thường hoặc là kính phủ chất liệu hoặc là một màng film polyeste chất lượng quang học. Hình ảnh nhìn thông qua màng film đó nhìn hơi xanh; còn thông qua kính thì có màu trắng, vàng hoặc cam. Bộ lọc kính thường đắt nhưng bền hơn.

Hầu hết các bộ lọc Mặt Trời vừa phần cuối của vật kính thiên văn. Trong đó có một vài cái sẽ che toàn bộ vật kính (bộ lọc chắn hoàn toàn), trong một số cái thì có phần mở ra nhỏ hơn từ trung tâm (bộ lọc lệch trục). Bộ lọc lệch trục sẽ loại bỏ sự cản trở ở gương phụ ở kính kiểu phản xạ Newton và kính dạng tổ họp. Mọi bộ lọc sẽ có cửa thu sáng hình tròn vì nếu nó để hình khác sẽ dẫn đến các hình ảnh nhiễu.

 Không sử dụng các bộ lọc Mặt Trời mà chỉ vừa với thị kính. Một vài bộ lọc sẽ bị hỏng do nhiệt lượng (thường rất nhanh) và gây hại cho mắt.

Hầu hết các bộ lọc Mặt Trời sẽ cho 0.001% ánh sáng Mặt Trời đi xuyên qua. Làm giảm độ sáng Mặt Trời xuống khoảng 12.5. Những bộ lọc chuyên dụng chụp ảnh với mật độ 3 (giảm 7.5 cường độ sáng) và 3.5 (giảm 8.75 cường độ sáng) cũng thường có sẵn.

Bộ lọc Hydrogen-alpha (H𝛂)

Quan sát Mặt Trời ở bước sóng H𝛂 đang trở nên phổ biến. Tất cả các bộ lọc H𝛂 tập trung vào bước sóng 656.3nm. Tuy nhiên, những bộ lọc đó có những độ rộng thông dải khác nhau. Rộng nhất là gần 2 Angtroms (Å) và hẹp nhất là vào khoảng 0.3 Å.

Một Angtrom bằng 0.1 nanomet. Những vụ bùng nổ nhìn tuyệt bằng bộ lọc có độ rộng thông giải cỡ 1 Å, nhưng về độ chi tiết bề mặt thì thấp. Với bộ lọc có độ rộng cỡ 0.5 Å bạn sẽ nhìn thấy nhiều chi tiết nhưng sẽ thấy ít các bùng nổ. Một số cái thì đa năng có thể chuyển đổi nhanh qua lại được chỉ bằng một động tác gạt. 

Quan sát Mặt Trời rất hấp dẫn. Và sớm thôi, bạn sẽ thích ngắm Mặt Trời như ngắm sao vậy. Đừng quên kem chống nắng đó.

Tổng hợp bởi Đàm Quang Tiến

Content Protection by DMCA.com