Что можно наблюдать на Солнце?
На первый взгляд кажется, что наблюдать Солнце куда менее интересно, чем объекты ночного неба. И действительно, даже средней руки любительский телескоп открывает наблюдателю сотни тысяч звёзд, а ещё – туманности, галактики, кометы, планеты и малые тела Солнечной системы. В то же время, Солнце, что освещает поверхность нашей планеты на протяжении миллиардов лет, представляется постоянным и однообразным объектом наблюдений. Однако наличие специализированного оборудования позволяет показать множество масштабных, удивительных и интересных явлений на нашем светиле. В распоряжении Астрономического сообщества БФУ им. И. Канта находится как раз такие приборы – расположенные в лаборатории астрономии и астрофизики, мощный солнечный телескоп, созданный путём комбинации телескопа-рефрактора ТАЛ-100 и Coronado-PST, а также телескоп-рефлектор ТАЛ-200 с солнечным фильтром.
Так что же можно наблюдать на поверхности Солнца? Несмотря на то, что для наблюдателя доступен только очень тонкий поверхностный слой огромной звезды, на нём происходит много всего интересного. Казалось бы, раскалённая до немыслимых температур, поверхность Солнца должна видеться нам просто как сияющий диск. Повседневная жизнь только подтверждает такую гипотезу – обычно мы видим Солнце как светящийся объект на небосводе, не различая на нём каких-либо деталей из-за нестерпимо яркого света. По этой причине нельзя смотреть на Солнце в телескоп или бинокль – собранный этими приборами, солнечный свет запросто сожжёт сетчатку глаза неосторожному наблюдателю. Однако используя специальные очень тёмные светофильтры, или просто проецируя изображение из телескопа на экран, даже при помощи самых простых оптических инструментов можно разглядеть сложную структуру поверхности Солнца. Именно так используется рефлектор ТАЛ-200 – в сочетании с плёночным солнечным фильтром, он позволяет проводить качественные наблюдения за поверхностью светила.
Первое, что бросается в глаза даже при беглом наблюдении – очень резкий край солнечного диска. Для огромного горячего газового шара, не имеющего чёткой границы, подобная ярко выраженная поверхность кажется неуместной. Однако всё дело в том, что почти весь видимый глазу солнечный свет исходит из тонкого слоя вещества, называемого фотосферой, чья толщина меньше трёхсот километров. Таким образом, несмотря на то, что Солнце простирается далеко за фотосферу, мы попросту не увидим слабо светящихся частей звезды.
Если мы взглянем на поверхность Солнца, то сможем увидеть на ней тёмные пятна, неравномерно распределённые по диску. Их размеры невелики, но лишь относительно масштабов самого светила – самые крупные из них в несколько раз превосходят Землю. Пятна группируются в скопления, а всего на диске их можно наблюдать несколько десятков. Учёными было установлено, что пятна причудливым образом связаны с активностью магнитного поля Солнца. В результате прохождения сверхсильных магнитных полей через фотосферу, возникают участки, чуть более холодные, чем температуры поверхности Солнца. Их-то и можно наблюдать в виде тёмных пятен. Пятна могут существовать до нескольких месяцев, совершая за это время несколько оборотов вместе со своим светилом.
При детальном наблюдении окрестностей пятен, можно заметить более яркие (и, соответственно, более горячие) области поверхности Солнца, называемые факелами. Их температура на две тысячи градусов выше, чем у солнечного диска и зачастую они окружают относительно холодные пятна. Однако факелы могут существовать и отдельно от пятен, образуя целые факельные поля – области, содержащие десятки факелов, в которых никогда не появляется пятен. Судя по всему, своему появлению факелы тоже обязаны выходам магнитных полей.
Давайте на время отвлечёмся от пятен на Солнце и обратимся к остальной части солнечного диска. На первый взгляд, поверхность кажется однородной, однако даже с помощью не очень мощного телескопа (не забывая про тёмный светофильтр!) можно разглядеть ячеистую структуру поверхности Солнца. Отдельные яркие ячейки (получившие название гранулы) чередуются с чуть более тёмными прожилками. Стоит отметить, что вся эта структура динамично меняется – отдельные гранулы постоянно то исчезают, то появляются, живя на поверхности звезды несколько минут. Всё это напоминает огромный кипящий котёл, где в роли пузырьков выступают тысячекилометровые гранулы. Однако размеры самого Солнца столь велики, что на его поверхности умещается до миллиона таких гранул.
Пятна и гранулярная структура поверхности солнечного диска не только интересны для наблюдения за ними, но и позволяют учёным многое выяснить о Солнце. Так, первые попытки оценить активность Солнца были предприняты в XIX веке, и были связаны как раз-таки с изучением пятен на Солнце. Несмотря на то, что тогда учёные ещё не знали о физической природе пятен, они заметили наличие некоторой закономерности в количестве и расположении пятен. Как было установлено швейцарским астрономом Рудольфом Вольфом и его немецким коллегой Генрихом Швабе, максимумы и минимумы числа пятен на Солнце повторяются каждые одиннадцать лет. Это явление получило название одиннадцатилетних циклов активности. На пике каждого цикла на поверхности светила можно наблюдать до сотни пятен, в то время как в минимуме их бывает всего несколько штук. Больше того, бывали периоды, когда на Солнце не было ни одного тёмного пятна! Сейчас понятно, что количество пятен прямо указывает на магнитную активность Солнца, а потому наблюдения за пятнами – одна из важнейших частей мониторинга солнечной активности. По мере дальнейшего развития солнечной астрономии, а также накопления материалов, учёными было установлено, что кроме самого очевидного – одиннадцатилетнего – цикла (его ещё называют циклом Швабе, по имени одного из первооткрывателей) существуют и более продолжительные периодические колебания солнечной активности, накладывающиеся на циклы Швабе. Современные астрономы выделяют вековой и тысячелетний циклы, не исключая возможности существования и более продолжительных цикличных процессов на Солнце.
Однако пятнами и гранулами дело не ограничивается. Правда для наблюдения новых, ещё более интересных объектов на поверхности Солнца, потребуется принципиально новое оборудование, такое как специальные солнечные телескопы. Эти достаточно дорогостоящие приборы позволяют рассмотреть куда более «тонкие» структуры на Солнце, недоступные даже весьма внушительным телескопам с фильтрами. Они делают доступными наблюдения за такими интересными событиями, как протуберанцы и корональные выбросы.
Протуберанцы – пожалуй, самые зрелищные процессы на поверхности Солнца. Огромные сгустки вещества, превосходящие по массе Землю, вырываются сверхмощными магнитными полями на высоту до двух миллионов километров от Солнца. В ходе этого процесса вещество протуберанцев разгоняется до скоростей в сотни километров в секунду – в десятки раз быстрее космических ракет. Протуберанцы бывают настолько огромны, что их можно увидеть с Земли даже без сверхсовременных приборов. Однако такое возможно только очень редко – во время непродолжительных полных солнечных затмений. Дело в том, что чрезвычайно яркий свет фотосферы в обычных условиях затмевает свет пусть и раскалённых, но достаточно рассеянных протуберанцев. Фильтрацией этого света и занимаются солнечные телескопы, позволяя наблюдать протуберанцы на постоянной основе.
Корональные выбросы – время от времени происходящие на поверхности Солнца мощные выбросы вещества, сопровождающиеся всплесками активности магнитного поля светила. В отличие от протуберанцев, большая часть вещества которых возвращается на Солнце, содержимое выбросов ускоряется магнитным полем до таких скоростей, что буквально выстреливает в открытый космос. Такие выбросы могут достигать Земли, вызывая в магнитосфере нашей планеты мощные магнитные бури, опасные для чувствительной электроники и сказывающиеся на самочувствие людей. Регистрировать их намного сложнее, чем протуберанцы, ведь выбрасываемое вещество очень разряжено, и его сложно заметить на фоне короны и солнечного ветра. Лишь прибегнув к помощи космических обсерваторий, астрофизикам удалось измерить параметры этого явления.
Нельзя обойти вниманием и ещё одну форму проявления активности Солнца – так называемые солнечные вспышки. В отличие от всех предыдущих явлений, они не сопряжены с выбросами массы, однако тоже вносят существенный вклад в солнечную активность. Эти мощнейшие процессы охватывают все части атмосферы Солнца – от фотосферы до короны и длятся всего несколько минут. Но за это время выделяется колоссальная энергия, в миллионы раз большая, чем взрывы самых мощных термоядерных бомб, созданных человеком. К счастью, большая часть этой колоссальной энергии излучается в рентгеновском диапазоне и полностью поглощается атмосферой нашей планеты. Учёные изучают периодичность вспышек и пытаются построить, на основании данных о магнитной активности Солнца, прогноз появления вспышек. Пока что приемлемую точность имеют лишь краткосрочные прогнозы, что является следствием сложности процессов, протекающих на поверхности Солнца. Однако уже сегодня ясно – солнечные вспышки каким-то образом связаны с корональными выбросами – зачастую, эти явления происходят одновременно на одном и том же участке Солнца. Пока что учёные не могут внятно ответить на вопрос – являются ли они порождение друг друга или всего лишь сопровождают какой-то более сложный процесс солнечной активности.
Источник
Школьная Энциклопедия
Nav view search
Навигация
Искать
Как наблюдать Солнце
Подробности Категория: Любительская астрономия Опубликовано 28.12.2012 11:52 Просмотров: 9442
В настоящее время Солнце активно изучается автоматическими аппаратами и солнечными обсерваториями. Но некоторые наблюдения за Солнцем можно проводить любителям и с Земли.
Что известно о Солнце?
Благодаря наземным и космическим исследованиям и знаниям, накопленным многими поколениями астрономов, мы знаем о Солнце уже очень много. Расстояние от Земли до Солнца – 149,6 миллионов километров. Средний диаметр видимой поверхности Солнца — 1392 тысячи километров, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Масса Солнца составляет 1.98*10^30 килограммов, что в 332982 раза больше массы Земли. Таким образом, средняя плотность Солнца лишь немногим больше плотности воды и составляет 1,4 г. на кубический сантиметр. Ускорение силы тяжести на экваторе почти в 28 раз больше земного, что составляет 274 метра/секунду в квадрате. Следовательно, вторая космическая скорость на поверхности равна 617 км/сек. Ось вращения Солнца наклонена к оси эклиптики на 7,25 градуса, причем Солнце не вращается, как целое. Экваториальные области делают один оборот вокруг оси за 25,05 суток, а газу в районе полюсов на один оборот требуется 34,3 суток.
Наблюдения Солнца
Солнце изучают не только при помощи космических аппаратов. Некоторые наблюдения можно проводить в солнечный день и с Земли. На многих обсерваториях имеются специальные солнечные телескопы. Солнце очень яркое, поэтому такие телескопы делают достаточно длиннофокусными. Конструкция таких телескопов обычно состоит из зеркала гелиостата, которое направляет солнечный свет в неподвижный вертикальный или наклонный тоннель, в глубине которого расположены различные телескопы. Наиболее часто такие телескопы используют для получения подробного солнечного спектра.
С Земли Солнце мы видим как раскаленный шар. Что находится под этой оболочкой, мы увидеть не можем. Поэтому о внутреннем строении Солнца приходится судить лишь по математическим моделям. Согласно им, в центре Солнца находится горячее и компактное ядро. Радиус этого ядра равен примерно четверти всего радиуса Солнца. Объем этого ядра составляет примерно 1/64 всего объема Солнца, но в нем сосредоточен половина массы Солнца. Плотность вещества здесь превышает плотность воды в 150 раз, а температура доходит до 14-15 миллиона градусов. Здесь происходит процесс непрерывного преобразования водорода в гелий. Вещество ядра вращается вокруг своей оси с достаточно большой скоростью. За пределами ядра плотность вещества и температура падают, и термоядерные реакции проходить уже не могут. Таким образом, внешние слои служат лишь хранилищем вещества и областью прохождения света и частиц: нейтрино, образующиеся в результате ядерных реакций, со скоростью света беспрепятственно пролетают сквозь солнечное вещество и уходят в межпланетное и межзвездное пространство. Фотоны (кванты света) почти сразу же поглощаются ядрами водорода или гелия. Фотоны, непрерывно поглощаясь и излучаясь, путешествуют внутри Солнца. Чтобы энергия, выделившаяся в результате ядерных реакций, достигла поверхности Солнца, требуется около 170 тысяч лет. А вот на поверхности Солнца уже образуются фотоны самых различных энергий, причем часть из них приходится на видимый диапазон.
Между ядром и зоной конвективного переноса расположена зона лучистого переноса. В этой зоне и происходит тот процесс переизлучения фотонов, о котором было сказано ранее.
Внешнюю часть конвективной зоны окружает тонкий слой Солнечной атмосферы, который называется фотосферой. Именно здесь рождается окончательно тот солнечный свет, который мы видим. Это тонкий слой. Его толщина всего несколько сотен километров, с Земли мы видим резкий край солнечного диска. Поверхность Солнца является с точки зрения физики абсолютно черным телом, так как фотосфера Солнца поглощает весь падающий на нее свет. Но все нагретые тела излучают свет тем больше и с тем большей энергией, чем выше их температура. Температура фотосферы составляет 5778 Кельвинов (или 5505 градусов Цельсия).
Солнечные пятна
В фотосфере и находятся широко известные солнечные пятна — области на поверхности фотосферы с температурой примерно на 2000 градусов ниже, чем в областях, лишенных пятен. Пятна являются углублением в фотосфере Солнца с глубиной около 700 километров. Можно увидеть, что при приближении к краю диска Солнца солнечное пятно не только сужается, но становится несимметричной форма полутени. При хорошей стабильности атмосферы можно также заметить внутреннюю структуру тени, на темном дне которой появляются яркие точки с диаметром до 100 километров. Время жизни таких точек очень мало, не более минуты. Структура полутени заметна лучше и состоит она из серии радиальных волокон, идущих от тени к краю пятна. Пятна – самые заметные детали на Солнце. Даже в небольшой телескоп можно увидеть причудливой формы темную тень, окруженную менее плотной полутенью. Часто пятна образуют группы. Если проследить за отдельным пятном на протяжении нескольких дней, можно заметить, как оно перемещается по диску из-за вращения Солнца вокруг оси, при этом пятна меняют свою форму и размеры. Мелкие пятна могут исчезнуть за несколько дней. Интересно увидеть эффект Вильсона, наблюдая за пятном, приближающимся к краю диска. Эффект Ви́льсона — изменение видимой формы солнечного пятна в зависимости от его положения на диске Солнца. Состоит в том, что, если пятно находится вблизи лимба Солнца, ближайшая к лимбу сторона полутени пятна кажется толще, чем удалённая от неё. Эффект вызван тем, что солнечная плазма в солнечном пятне несколько холоднее и разреженнее, а следовательно — прозрачнее, чем в окружающей фотосфере. Таким образом, в пятне видимый свет исходит с большей глубины, поэтому можно считать, что солнечное пятно имеет форму блюдцеобразного понижения в солнечной атмосфере глубиной около 500—700 километров ниже уровня фотосферы. Если плоскость такого пятна не перпендикулярна оси зрения наблюдателя, то его дальний край выглядит шире, чем передний.
На картинке: эффект Вильсона на примере обычного блюдца. Синий цвет соответствует полутени пятна, белый — его тени.
Факелы
Кроме пятен, в фотосфере можно наблюдать факелы. Факелами называются яркие области вблизи солнечных пятен. Несколько сложнее увидеть факелы, окружающие пятна. Они имеют вид ярких точек и волокон различной формы. Легче всего увидеть факелы на краю диска Солнца, поскольку диск Солнца к краю становится менее ярким. А вот чтобы увидеть грануляцию, требуется объективный солнечный фильтр и объектив с диаметром не менее 70 мм. Если повезет увидеть факельное поле, то желательно отметить его местоположение на диске и оценить его яркость и характеристику. Яркость факелов можно оценить баллом от 0 до 4, где балл 0 обозначает слабый, едва заметный факел, балл 1 — слабый, но вполне заметный факел, балл 2 — факел средней яркости, балл 3 — яркий факел и балл 4 — очень яркий факел. Структура факелов может быть трех видов: I — однородное факельное поле или несколько однородных участков; II — факельное поле, имеющее волокнистую структуру; III — факельное поле с точечной структурой.
Хромосфера
Над фотосферой расположен слой толщиной в несколько тысяч километров, в котором температура с удалением от Солнца повышается от 5500 градусов до нескольких десятков тысяч градусов, причем достаточно неравномерно. Участок с температурами выше 10000 градусов невелик, он называется хромосферой. Яркость излучения хромосферы мала, увидеть ее можно только во время солнечного затмения, когда яркий диск Солнца закрыт диском Луны, а также в специальные солнечные телескопы. Чтобы увидеть структуру хромосферы, необходимо, чтобы полуширина пропускания фильтра составляла доли нанометров.
Образования в хромосфере
В хромосфере наблюдается целый ряд специфических образований. Во-первых, это хромосферная сетка. Она состоит из многочисленных темных линий, покрывающих всю поверхность Солнца и обрамляющая гранулы. В области солнечных пятен часто наблюдаются светлые пятна неясно выраженных очертаний — флоккулы.
Время от времени на светлой поверхности солнечного диска видно как будто трещины – фибриллы, или волокна. Но самые эффектные явления наблюдаются на краю диска. Это многокилометровые фонтаны, достигающие иногда высоты в 40 тысяч километров, они называются спикулами. Они напоминают огненную траву на краю диска Солнца. Как правило, спикулы живут недолго: от 2 до 10 минут. Но старые спикулы разрушаются, а взамен им вырастают новые. Самые большие спикулы развиваются до часа и более.
Внешняя часть атмосферы Солнца
Самая внешняя часть атмосферы Солнца состоит из огромных вытянутых протуберанцев и энергетических выбросов. Несмотря на то, что температура солнечной короны составляет несколько миллионов градусов, а иногда в некоторых областях доходит до десятков миллионов градусов, вещество здесь крайне разрежено и яркость короны невелика.
Хорошо корона видна только в моменты полных солнечных затмений в виде многочисленных светлых языков, расходящихся далеко от Солнца. Видимые размеры короны меняются в зависимости от активности Солнца. В моменты минимума она имеет небольшие размеры и достаточно равномерна. Иногда наблюдатели отмечали даже почти полное отсутствие короны. Чем ближе к максимуму Солнца, тем она ярче, крупнее и «растрепаннее».
Солнечная корона неоднородна: высокая температура чередуется с участками со сравнительно низкой температурой порядка 600 тысяч градусов. В таких участках заряженные частицы беспрепятственно покидают Солнце и превращаются в солнечный ветер.
Особенности наблюдения Солнца
Для наблюдения Солнца не требуется особо большого телескопа. Наблюдать Солнце нужно грамотно, иначе можно получить серьезные травмы глаза. В инструкции к любому телескопу обычно большими буквами написано, что ни в коем случае нельзя смотреть на Солнце без специального солнечного фильтра.
Солнечные фильтры бывают разными. Некоторые телескопы комплектуются специальным солнечным фильтром, который надевается на окуляр или вкручивается в него. Но пользоваться таким фильтром бывает очень опасно, т.к. зеркала (или линзы) телескопа собирают довольно много света, весь этот свет попадает в небольшую область, поэтому фильтр запросто может перегреться и лопнуть, повредив глаз. Рекомендуется использовать специальную объективную диафрагму с объективными фильтрами.
Наиболее популярной среди любителей стала пленка Astrosolar от компании Baader. Эта пленка представляет собой очень тонкую фольгу. Пленка выпускается в двух вариантах с разной оптической плотностью. Для визуальных наблюдений она имеет оптическую плотность 5, что означает пропускание 1/100000 доли света. Фотографическая пленка менее плотная и при ее оптической плотности 3,8 через нее проходит 1/6300 падающего света. Изготовить такой фильтр просто, главное — обеспечить его надежную фиксацию.
Способ изготовления фильтра из пленки
На внешнюю часть трубы накручивается полоска картона вокруг трубы и закрепляется клеем или скотчем. Образуется картонное кольцо, которое надо надеть на трубу. Поверх этого кольца накручивается еще одно кольцо из картона. Теперь рассоединяем кольца и укладываем сверху на внутреннее кольцо пленку. Затем фиксируем пленку внешним кольцом.
Пленочный фильтр легкий и не может разбиться. Но есть у фильтра и недостатки. Волнистость фильтра хоть и крайне несущественно, но все-таки ухудшает качество изображения. Пленка частично разрушается. Поэтому ряд фирм производит стеклянные фильтры.
Некоторые любители изготавливают солнечные телескопы, которым фильтры не требуются. В таких телескопах системы Ньютона зеркала не покрываются отражающим алюминиевым слоем. Стекло отражает лишь 4% падающего на него света, а два зеркала отразят лишь 1/625 часть всего излучения Солнца. Солнце получается достаточно ярким, но наблюдать Солнце с такими зеркалами уже вполне безопасно для зрения. Для повышения удобства наблюдений можно применить более-менее плотный нейтральный фильтр.
Можно ли наблюдать Солнце без фильтра?
Если атмосфера у самого горизонта из-за плотной дымки сильно снижает яркость Солнца, то на него можно безболезненно смотреть невооруженным глазом и даже через телескоп. В таких условиях изображение Солнца достаточно качественное, на нем можно рассмотреть пятна и грануляцию. Но и здесь нужно проявлять крайнюю осторожность, т.к. количество инфракрасного излучения высоко.
Наблюдать Солнце без фильтра можно и сквозь плотные облака. Но и здесь следует быть внимательным, т.к. плотность облаков может очень быстро измениться, и тогда можно повредить зрение.
Можно также наблюдать Солнце на солнечном экране. Изготовить экран очень просто: на определенном расстоянии от окуляра смотрящего на Солнце телескопа поместить лист белой бумаги, чтобы увидеть светлое пятно. Перемещая фокусер, можно добиться изображения резко очерченного солнечного диска. При этом основные детали в структуре солнечных пятен будут видны. Вид Солнца в этом случае легко сфотографировать любым цифровым фотоаппаратом или сделать зарисовку карандашом.
Солнечный телескоп Coronado
Возможности любителей астрономии увеличились с выпуском солнечного телескопа Coronado PST. Это маленький телескоп с длиной трубы меньше полуметра и весом чуть больше килограмма. Корпус его сделан из алюминия. Установить телескоп можно как на любой фотоштатив. Благодаря его конструкции, мы можем наблюдать Солнце в красной линии ( H -альфа) и видеть многочисленные образования на Солнце, а также протуберанцы. Поскольку, в зависимости от различных условий, полоса фильтра может уходить в ту или иную сторону, имеется специальное кольцо, с помощью которого можно подстроить частоту эталона так, чтобы протуберанцы были видны наиболее отчетливо.
Чтобы было удобно наводить телескоп на Солнце, в Coronado установлен оригинальный искатель.
Солнце, как и планеты, рекомендуется снимать на веб-камеру или планетную камеру. Наблюдать Солнце очень интересно — происходящие на поверхности процессы очень динамичны, изменчивы и красивы. К тому же для наблюдения Солнца не надо никуда ехать – оно всегда доступно.
Как наблюдать солнечное затмение?
Солнечное затмение – одно из самых красивых и загадочных явлений природы. Оно происходит достаточно редко (в год на Земле может происходить от двух до пяти затмений), поэтому тем более важно не пропустить его. Что же такое — солнечное затмение?
Солнечное затмение – это астрономическое явление, когда Луна полностью или частично закрывает Солнце от наблюдателя на Земле. Солнечное затмение бывает только в период новолуния, когда сама Луна при этом не видна.
Какие бывают солнечные затмения? Астрономы различают три основных типа затмений. Полным солнечное затмение можно назвать только в том случае, если хотя бы в какой-либо точке земного шара можно наблюдать, как Луна полностью закрывает Солнце от наблюдателя. Такие затмения случаются не очень часто – в среднем лишь каждое четвёртое затмение является полным. Гораздо чаще бывает затмение частное – в этом случае какая-то часть Солнца остаётся видна, где бы вы ни находились. Самым редким является кольцеобразное затмение – в этом случае Луна находится так далеко от Земли, что проходит по диску Солнца, но не в состоянии закрыть его полностью, тогда образуется яркое кольцо вокруг тёмного силуэта Луны.
На территории России следующее полное солнечное затмение состоится 20 апреля 2061 года, зона видимости – Урал.
Как наблюдать солнечное затмение? Солнечное затмение являет собой явление необычайной красоты. Небо темнеет, а Солнце как будто исчезает в пасти небесного чудовища. Во время полных затмений вокруг Солнца появляется корона из ярких лучей, а на небе даже могут проявиться яркие звёзды и планеты. Неудивительно, что наши предки испытывали в такие дни благоговейный ужас перед силами природы. Наблюдать солнечное затмение надо через специальные очки, чтобы не повредить глаза.
Наблюдать затмение можно и через бинокль или телескоп, ведь тогда можно рассмотреть это чудо природы во всех деталях. Однако особое внимание нужно уделить защите глаз от солнечного света. Для этого рекомендуется использовать специальные светофильтры, покрытые тонким слоем металла. Также можно применить один-два слоя качественной чёрно-белой фотоплёнки, покрытой серебром.
Полное солнечное затмение можно наблюдать и через оптические приборы даже без затемняющих экранов, но при малейших признаках окончания затмения нужно немедленно прекратить наблюдение. Даже тоненькая полоска Солнца, показавшаяся из-за Луны и многократно усиленная через бинокль, может нанести непоправимый вред сетчатке глаза, а потому даже во время полных затмений специалисты настоятельно рекомендуют использовать затемняющие светофильтры.
Источник