Космос наблюдение за солнцем

МКС Онлайн

Солнце онлайн (SDO / SOHO)

Солнце самый главный источник света и тепла на нашей планете. В древние времена практически все религии и верования мира были пронизаны благоговением и почитанием этой звезды как божества. Современный человек уже не готов придавать столь сильное значение земному светилу, но фактически, спустя тысячи лет, Солнце не стало менее значимым, ни для человечества, ни для других живых организмов на Земле.

Однако, по мере того как угасал божественный интерес к Солнцу, интерес научный только возрастал. Явления, происходящие на этой звезде, все больше и больше притягивали и продолжают притягивать к себе внимание ученых космических агентств и обсерваторий. Так, например, на Солнце время от времени происходят взрывные процессы выделения энергии, так называемые – солнечные вспышки, способные влиять на жизненно важные процессы на Земле.

Обсерватория солнечной динамики под руководством NASA (Solar Dynamics Observatory, SDO) и установленное на ней оборудование позволяют нам получать изображения Солнца размерами 4096*4096 пикселей, что дает уникальную возможность вести наблюдение за поверхностью Солнца с угловым размером 0,6 секунды.

Аппарат передает снимки каждые 12 секунд, на основании которых составляются анимационные изображения. Объем данных, которые ученые получают на Земле, в сутки составляет порядка 3 терабайт.

Предлагаем Вам весь спектр изображений, которые передает спутник SDO. Анимированные фотографии обновляются ежедневно. Для просмотра анимации кликните по изображению.

SDO

Длина волны: 171 ангстрем (0,0000000171 м). Характерная температура: 999726,85 С (1000000 K 180000 F)

Длина волны: 193 ангстрем (0,0000000193 м). Характерная температура: 1249726,85 С (1250000 K 2250000 F)

Длина волны: 211 ангстрем (0,0000000211 м). Характерная температура: 1999726,85 С (2000000 K 3600000 F)

Длина волны: 304 ангстрем (0,0000000304 м). Характерная температура: 49726,85 С (50000 K 90000 F)

Длина волны:131 ангстрем (0,0000000131 м). Характерная температура: 9999726,85 С (10000000 K 18000000 F)

Длина волны: 335 ангстрем (0,0000000335 м). Характерная температура: 2799726,85 С (2800000 K 5000000 F)

Благодаря ультрафиолетовому телескопу EIT, установленному на спутнике SOHO у нас есть возможность получать фотографии Солнца через призму ультрафиолетовых фильтров с разным диапазоном. Подобная технология позволяет наблюдать процессы, возникающие на поверхности звезды, в том числе солнечные вспышки. А спектрометрический хронограф блокирует мощное излучение нашего светила полностью, позволяя создавать искусственное затмение и получать детальные фотографии солнечной короны.

Источник

Солнце

Солнце — это обычная звезда, возраст ее около 5 миллиардов лет. В центре Солнца температура достигает 14 миллиардов градусов. В солнечном ядре происходит превращение водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. На поверхности Солнце имеет пятна, происходят яркие вспышки и можно увидеть взрывы колоссальной силы.

Солнечная атмосфера имеет толщину 500 км. и называется фотосферой. Поверхность Солнца — пузырчатая. Эти пузыри называются Солнечной зернистостью, и разглядеть ее можно только через специальный солнечный телескоп.

Благодаря конвекции в солнечной атмосфере, тепловая энергия из нижних слоев переносится в фотосферу, придавая ей пенистое строение. Солнце вращается не как твердое небесное тело вроде Земли. В отличие от Земли различные части Солнца вращаются с различными скоростями. Быстрее всего крутится экватор, делая один оборот за 25 дней.

При удалении от экватора скорость вращения снижается, и в полярных областях поворот занимает уже 35 дней. Солнце будет еще существовать 5 миллиардов лет, постепенно нагреваясь и увеличиваясь в размерах. Когда весь водород в центральном ядре израсходуется, Солнце будет в 3 раза больше, чем теперь.

В конце концов Солнце остынет, превратившись в белый карлик. У полюсов Солнца ускорение свободного падения 274 м/c2. Химический состав: водород (90%), гелий (10%), остальные элементы менее 0,1%. Солнце удалено от центра нашей галактики на 33000 световых лет. Оно движется вокруг цента галактики со скоростью 250км/с, делая полный оборон за 200000000 лет.

Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают в глубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоев. Следовательно, температура также растет по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга.

В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5•105 кг/м3. Почти вся энергия Солнца генерируется в ядре — центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного.

Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. Сначала энергия переносится излучением. Однако каждый фотон затрачивает миллионы лет для того, чтобы пройти зону излучения: свет многократно поглощается веществом и излучается вновь. Считается, что зона излучения простирается примерно на 1/3 радиуса Солнца.

На протяжении последней трети радиуса находится зона конвекции. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающие от нагревателя, гораздо большее того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынуждено приходит в движение и начинает само переносить тепло.

Все рассмотренные выше слои Солнца фактически ненаблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных.

Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений.

Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них — фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы всего около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются фраунгоферовы линии поглощения.

Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек — гранул – размером около 1000 км., окруженных темными промежутками, создает впечатление ячеистой структуры – грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течении нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними – опускается.

Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы — хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500K оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.

Расположенный над фотосферой слой, называемый хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие как бы язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной и неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей – яркие и темные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движений газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящие в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов.

Источник

Солнце онлайн

Вспышки на Солнце

Текущее расстояние от Земли до Солнца (в километрах)

Магнитные бури

4.3K

На Солнце произошла серия вспышек

5.6K

На Солнце произошла вспышка M1-класса

Позиции Солнца и Луны относительно горизонта с учетом вашего местоположения

Астрономы впервые напрямую измерили скорость накопления массы планетой

В созвездии Кассиопея вспыхнула звезда. Ее можно увидеть в бинокль

Более 5 тысяч тонн межпланетной пыли ежегодно оседает на Землю

Опубликован новый снимок первой сфотографированной черной дыры

23 марта два астероида подойдут к Земле ближе Луны

В атмосфере комет, и даже межзвездной, обнаружены пары тяжелых металлов

Прямая трансляция возвращения экипажа «Союз МС-17» на Землю

Прямая трансляция запуска миссии SpaceX «Crew-2» к Международной космической станции

«Hubble» сфотографировал одну из самых ярких звезд Галактики

«Hubble» получил невероятно детальный снимок Туманности Вуаль

Ледяные облака согревали древний Марс, заявили планетологи

Вулканы на Марсе, вероятно, все еще активны

Получен снимок ровера «Curiosity» с орбиты Марса

Дрон «Ingenuity» совершил первый полет на Марсе

На Солнце произошла серия вспышек

На Солнце произошла вспышка M1-класса

Опубликованы первые снимки с китайского марсохода «Zhurong»

NASA показало «танец» двух гигантских черных дыр

Прямая трансляция запуска «Союз МС-18» к Международной космической станции

Раскрыты удивительные свойства межзвездной кометы 2I/Borisov

«Hubble» обнаружил два двойных квазара в ранней Вселенной

Вспыхнувшая в созвездии Кассиопея звезда стала видна невооруженным глазом

Прямая трансляция возвращения экипажа миссии SpaceX «Crew-1» на Землю

Открыта древнейшая галактика со спиральной структурой

Текущее расстояние планет от Солнца и Земли и их видимость на небе с учетом местоположения

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

© 2015-2021 Ин-Спейс. Все права защищены.

Использование всех текстовых материалов без изменений разрешается только с активной гиперссылкой на издание Ин-Спейс. Все аудиовизуальные произведения являются собственностью своих авторов и правообладателей и используются только в образовательных и информационных целях.

Сетевое издание Ин-Спейс зарегистрировано в Федеральной службе по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций (Роскомнадзор) 04 мая 2018 года. Свидетельство о регистрации Эл № ФС 77 — 72684.

Сайт может содержать контент, не предназначенный для лиц младше 18 лет.

Источник

Как наблюдать за Солнцем

Наблюдение Солнца в телескоп: описание конструкции телескопа, телескоп или бинокль, какие есть фильтры, солнечная активность и циклы, безопасность, фото Солнца.

Солнце – не просто одна из множества звезд Млечного Пути, но главная и единственная звезда Солнечной системы и причина, по которой жизнь продолжает существовать на планете Земля. Мы зависим от Солнца и это наиболее привычный объект для наблюдения в небе. Чаще всего мы обращаем на него внимание в период солнечного затмения, когда в определенных случаях видна корона (кольцо вокруг Солнца). В этой статье мы объясним не только, как наблюдать за Солнцем и какой телескоп купить или выбрать (линзы, модель, конструкция), но также представим правила безопасности и что можно наблюдать на Солнце (какие есть циклы, периоды активности, пятна). Приятным бонусом станут красивые фото Солнца, предоставленные астрономами-любителями.

Главное предназначение телескопа сводится к сбору максимального количества света от доступного источника. Каждый космический объект находится от нас на таком большом расстоянии, что пучок света, исходящий от него считается параллельным. Человеческий глаз может рассмотреть звезды со свечением более 6m, поскольку именно так он получает достаточное количество света. Причина тому такова: человеческий зрачок имеет диаметр 5 мм, при этом он не пропускает нужный объем света. Поэтому его верным помощником является телескоп с крупным объективом, способным собирать большое количество света.

Какова конструкция телескопа?

Чтобы выбрать и купить правильный телескоп для наблюдения за Солнцем, необходимо разбираться в моделях и самой конструкции. Телескоп состоит из 2 главных элементов: окуляра и объектива. Объектив призван аккумулировать световые лучи в одну точку, именуемую фокусом. Расстояние от фокуса до объектива называют фокусным расстоянием. В свою очередь, фокусное расстояние выступает в роли одной из главных характеристик оптического прибора. Что мы можем узнать с помощью фокусного расстояния? Нужно понимать, что возможности человеческого организма небезграничны. Разглядывая предмет, человек старается приблизить его к глазам. Однако на расстоянии менее 20 см человек видит только размытые очертания предмета, поэтому он вооружается лупой или увеличительным стеклом. Таким образом, предмет размером 0,1 мм человек может разглядеть только с расстояния менее 25 см. Отсюда угол, равный 1,5 минутам. Однако Луна находится от Земли на таком расстоянии и под таким углом, что земной наблюдатель сможет рассмотреть на ее поверхности только объекты размером более 150 км. С помощью объектива телескопа помогает человеку взглянуть на Луну прямо около глаза.

Схема движения солнечных лучей в телескопе

В то же время данное изображение выглядит маленькой точкой, рассмотреть которую крайне сложно. Как правиться с этой проблемой? На помощь придет увеличительное стекло, роль которого в телескопе выполняет окуляр. Таким образом, телескоп собирает максимальное количество света от наблюдаемого объекта и увеличивает угол его визуализации.

Существуют ли методы расчета размером выстроенного с помощью объектива изображения? Разумеется, да. Если позади объектива поместить экран, на нем можно будет увидеть изображение изучаемого объекта. Размер данного изображения равен произведению углового размера объекта на фокусное расстояние объектива. Принимая в расчет, что угловой диаметр дневного светила составляет 32’, мы получаем следующее заключение: фокусное расстояние в метрах равно диаметру изображения дневного светила в сантиметрах. Также следует узнать разрешающую способность телескопа, которая также зависит от фокусного расстояния и диаметра объектива.

Чем солнечный телескоп отличается от традиционного прибора?

Важно понимать, что Солнце – это очень яркий объект, при наблюдении которого отпадает необходимость в сборе света. Напротив, для качественных исследований телескоп должен гасить яркость Солнца. Но уменьшать размер объектива нельзя, поскольку от этого уменьшится разрешающая способность телескопа. В этом состоит главная особенность телескопа для изучения Солнца.

Решить данную проблему можно несколькими способами. Во-первых, можно построить проекцию изображения Солнца на экране. В этом случае исследователь изучает не изображение в окуляре, а картинку на специальном экране. Таким образом, разглядывая Солнце в окуляр, мы получим пучок из всего объема собранного света. Его диаметр равен диаметру зрачка или диаметру окуляра. Объяснить это можно с помощью примера: у нас есть два груза весом 1 кг каждый. Однако площадь одного составляет 1 метр, а другого – 10 см. Расположим оба груза на натянутую пленку. Очевидно, что груз меньшей площади будет оказывать большее воздействие на пленку.

Пример солнечного телескопа

Какие требования предъявляются экрану? Экран должен свободно перемещаться по оптической оси и фиксироваться на салазках с помощью стопорных винтов. Кроме того, должны быть исключены ситуации свисания экрана, когда его центральная часть под собственным весом опускается ниже оптической оси. Также экран нужно беречь от прямых солнечных лучей. Для этого его оборудуют 10-сантиметровыми бортами.

Для рефрактора или телескопа иной системы, у которой окулярный узел располагается в задней части, на трубу следует надевать защитный экран размером в несколько раз больше основного экрана. Для ньютоновского рефрактора или телескопа иной системы, у которого окуляр располагается на боку, для защиты будут достаточными только экранные бортики. Но важно понимать, что на некотором отдалении от окуляра, в месте, где располагается экран, размер светового пучка при аналогичной интенсивности будет несколько больше. Это означает, что яркость изображения немного уменьшится, что убережет наблюдателя от травмы сетчатки.

Второй метод подразумевает внесение в оптическую схему специального солнечного светофильтра. Данные фильтры бывают двух типов. Первые фиксируются непосредственно перед объективом и обладают более высокую пропускающую способность. Вторые устанавливаются позади окуляра и практически не пропускают солнечный свет. Более комфортны и безопасны в эксплуатации фильтры первого вида, поскольку окулярный фильтр может быстро прийти в негодность, если используется с неподходящим телескопом.

Пример использования различных солнечных фильтров

Вместе с тем, всегда существует риск того, что окулярный фильтр может упасть. В этом случае исследователь может получить тяжелейшую травму глаз. Сегодня растет популярность фильтров из особой пленки Astrosolar. Изготавливаются они следующим образом: в специальной крышке делается отверстие, диаметр которого равен диаметру объектива. Отверстие крышки закрывается пленкой. Затем крышка одевается на объектив, и наблюдатель получает прекрасный фильтр.

Кроме того, существует целый спектр методов снижения яркости изображения. К примеру, зеркало в зеркальном телескопе можно оставить без отражающего слоя. В этом случае серьезная доля света будет проникать за отражающую поверхность зеркала, огибая точку фокуса. От этого яркость изображения будет снижаться. Еще один метод заключается в постройке длиннофокусных телескопов, которые эффективно снижают яркость. Но в любом случае использование фильтров необходимо.

Следующий метод подразумевает применение целостатной установки. Ее конструкция имеет несколько особенностей. Основная оптическая схема телескопа находится в горизонтальном положении и надежно зафиксирована. С помощью целой системы оптических зеркал солнечные лучи направляются на главное зеркало.

Схема целостатной установки

Важно понимать, что склонение Солнца не постоянно, а изменяется на протяжении всего года. Поэтому солнечные лучи падают на поверхность целостатного зеркала под различными углами. Точно попадание луча на главное зеркало обеспечивается мобильным зеркалом, которое может перемещаться вдоль оси объектива. С этим связаны особенности конструкции установки. В нее входят два основных компонента: неподвижное и подвижное зеркала. Если последнее располагается южнее неподвижного (целостата), то возникает ситуация, когда тени от монтировки или подвижного зеркала падает на целостат. Решить эту проблему можно, обеспечив возможность перемещения целостата вдоль линии запад-восток. Но целостат при этом должен быть зафиксирован в таком положении, когда ось его вращения направлена на Полюс Мира.

Солнечная активность. Циклы

Солнечная активность – это общая совокупность нестационарных явлений на дневном светиле. К ним относятся факелы, пятна, вспышки, протуберанцы, флоккулы. Все эти явления взаимосвязаны друг с другом и, как правило, появляются одновременно в четко очерченной области Солнца. Важно напомнить, что солнечная активность и циклы Солнца влияют на Землю и все живое (магнитные бури, выбросы корональной массы и т.д.), поэтому важно не забывать периодически просматривать прогнозы, доступные в режиме онлайн на страницах сайта.

Для описания солнечной активности обычно используется понятие «создание пятен на Солнце» и несколько его индексов. Наиболее известны коэффициент INTER SOL и индекс Вольфа. Индекс Вольфа рассчитывается по формуле:

Коэффициент INTER SOL рассчитывается по формуле:

Не забывайте, что каждое одиночное пятно нужно считать отдельной группой.

В качестве международной системы выступают числа Вольфа, которые регулярно публикуются Цюрихской обсерваторией. Нельзя назвать эти индексы очень точными, да и их субъективность для каждого наблюдателя весьма велика, однако они имеют ряд неоспоримых преимуществ. Их значения рассчитаны на весьма продолжительный период времени (258 лет с 1749 года). Из-за этого индекс Вольфа успешно применяется для определения корреляций между солнечной активностью и различными геофизическими и биологическими явлениями.

График среднегодовых чисел Вольфа за последние три века

Основная особенность солнечной активности – это ее цикличность. Продолжительность циклов различна. Совсем недавно произошел очередной 23-й максимум 11-летнего цикла.

В течение максимума цикла регионы солнечной активности располагаются на всей поверхности солнечного диска. Количество их максимально, развитие достигает своего пика. В течение минимума они смещаются к экватору, а количество таких регионов резко сокращается. Узнать активные регионы можно по факелам, солнечным пятнам, волокнам, протуберанцам, флоккулам.

Наибольшую известность приобрел одиннадцатилетний цикл, который был открыт Генрихом Швабе и доказан Робертом Вольфом. Именно поэтому циклическое изменение солнечной активности в течение 11,1 года именуется законом Швабе-Вольфа. Главная особенность одиннадцатилетнего цикла заключается в изменении полярности на противоположную на протяжение каждого цикла. От этого изменяется и магнитные поля Солнца. Сегодня разработана гипотеза, согласно которой магнитное поле влияет на цикличность активности Солнца. Также предполагается, что существуют 22-, 44-, 55- и 88-летние циклы изменения солнечной активности.

Вековые циклы активности Солнца по радиоуглеродым данным

Ученые выяснили, что продолжительность циклических максимумов изменяется с периодом в 80 лет. Данные периоды можно увидеть на графике солнечной активности. Однако изучение колец на спилах деревьев, сталактитов, ленточной глины, раковин моллюсков и залежей ископаемых стали основой для предположения и более длительных циклов. Ученые полагают, что их продолжительность составляет 110, 210, 420 лет. Кроме того, вероятно, существуют вековые и сверхвековые циклы, которые длятся 2400, 3500, 100 000, 300 000 000 лет. Заметим, что цикличность – это характерная черта каждого явления солнечной активности.

В последнее время в научном сообществе часто ведутся споры о влиянии циклов на иные космические тела (звезды, планеты-гиганты). Например, обсуждается влияние суммарной гравитации в момент их парадов.

Вероятно, длительные сверхвековые циклы определенным образом связаны с положением Солнца в галактике Млечный Путь. А если точнее, с особенностями его вращения вокруг ядра галактики. Каждый любитель астрономии, регулярно проводящий наблюдения дневного светила, может провести сравнительный анализ графика солнечной активности с графиками интенсивности всевозможных атмосферных и биосферных явлений.

Однако остается актуальным вопрос: для чего нужно так внимательно следить за активностью главной звезды солнечной системы? Ответ достаточно прост: Солнце оказывает самое серьезное влияние на нашу планету и ее обителей. Пи росте интенсивности солнечных ветров (потока корпускул – заряженных солнечной энергией частиц) вызывает полярные сияния и мощнейшие магнитные бури. Они, в свою очередь, оказывают влияние на физическое и психическое здоровье человека (в магнитные бури наблюдается рост самоубийств), на техническое оборудование и электронику, на урожайность, рождаемость и смертность скота.

Как наблюдать Солнце

Многие знают главные правила того, как наблюдать за Солнцем в период солнечного затмения, так как это важно для зрения. Но в научных кругах во время исследований в телескоп существуют иные требования, с которыми будет полезно ознакомиться, чтобы не только получить качественное фото Солнца в высоком разрешении, но и увидеть корону, пятна и прочие признаки солнечной активности.

Разработаны четкие правила проведения наблюдений Солнца. Кроме того, в научном сообществе существуют требования к их оформлению, расчету и прочим процессам астрономической науки. Прежде всего, скажем о том, какие ошибки не должен допускать ни один астроном. Во-первых, нельзя делать зарисовку увиденного по визуальном наблюдение, когда астроном рассматривает поверхность Солнца и тут же делает соответствующие рисунки. Лучше использовать метод проекции на экран. На первом этапе нужно рассчитать диаметр солнечного диска, от него зависит диаметр зарисовки. Следует принимать в расчет яркость изображение и разрешения вашего телескопа. Далее исследование проводится в два этапа. Первый заключается в зарисовке солнечного диска со всеми образованиями на его поверхности, а также в подробном описании атмосферы. На втором этапе проводится камеральная обработка результатов, в том числе классификация групп факелов и пятен, определение площади и точного расположения образований, заполнение соответствующего бланка.

Далее следует навести оптическую трубу на Солнце. Чтобы этот процесс был более комфортным, следует использовать тень, которую отбрасывает телескоп на экран. Солнце попадет в область зрения оптического прибора в случае, если тень от телескопа будет абсолютно прямой, а не искаженной или вытянутой. Таким образом, на экране, где зафиксирован лист с нарисованной окружностью нужного диаметра, можно увидеть изображение дневного светила. Также отметим, что не нужно фиксировать к экрану бланк наблюдений. Гораздо разумнее сделать зарисовки на отдельном листе, а потом полученный рисунок скрепить с бланком. Аналогичный метод используется и при исследовании групп пятен. На следующем этапе нужно отрегулировать экран таким образом, чтобы окружность полностью совпала с изображением Солнца.

Во время зарисовки не стоит отмечать каждую мелкую деталь. В большинстве случаев такая скрупулезность нарушает масштаб. Лучше поступить следующим образом: сделав зарисовку основных деталей на изображении солнечного диска, нужно присвоить каждой группе деталей свой номер, а на обратной стороне листа детально зарисовать все группы. Основная зарисовка должна иметь суточную параллель и ориентацию по сторонам света (W, E, S, N). На суточной параллели следует отметить траекторию смещения экрана, что делается при отключении часового привода.

В объективе телескопа мы, в первую очередь, увидим группы пятен. Присмотревшись, мы заметим уменьшение яркости по краям диска, где располагаются яркие факелы. Увиденное изображение мы должны максимально точно нарисовать на листе бумаги. Для этого мы разместим лист бумаги непосредственно на экран, куда проецируется изображение солнечного диска, и точно обведем все его особенности. Осталось лишь несколько шагов, один из которых — провести суточную параллель, для чего мы должны отметить местоположение любого пятна около солнечного экватора в нескольких точках по траектории движения диска Солнца. При этом, зарисовка проводится при включенном часовом механизме или гидирировании, суточная параллель же проводится при неподвижном телескопе. После этого делаем разметку по сторонам света. Важно понимать, что запад – это направление, куда уходит солнечный диск при остановке гидирования. А север располагается в направлении северного полюса Земли.

По окончанию зарисовки солнечного диска мы должны сделать детальную зарисовку всех групп пятен. Во время этом работы уже необязательно применять экран. Вполне можно обойтись солнечным фильтром, поскольку здесь допустима небольшая погрешность изображения. Самое главное – уделить внимание всем особенностям каждой группы пятен. С этой целью рекомендуется поднять увеличение телескопа.

Для описания атмосферы астрономы создают больные системы критериев. Можно использовать системы 2 классификаций, которые оговаривают спокойствие и облачность атмосферы. Кроме того, нужно понимать некоторые тонкости, для конспектирования которых предусмотрена графа «Примечания».

Теперь подробно расскажем о том, как грамотно оформлять свои наблюдения. Для этого существует специальный бланк, состоящий из двух сторон. На лицевой стороне находятся графы для описания данных о наблюдениях, условий их проведения и характеристики солнечного диска. Здесь же осуществляется зарисовка поверхности диска.

Кроме того, каждый астроном проводит классификацию пятен по наиболее удобной для него системе: цюрихской, Цесевича и т.д. Далее следует этап обработки данных, которая начинается с классификации образований на солнечном диске. Все особенности каждой группы описываем в соответствии с выбранной системой. Также описываем все характеристики и яркость факельного поля. Крайне важно точно измерить гелиографические координаты каждого пятна. Для этого применяются специальные гелиографические координатные сетки. Поскольку солнечная ось вращения не является перпендикуляром к плоскости земной орбиты, а Земля, как известно, вращается вокруг Солнца, земной наблюдатель видит полюса дневного светила в различных точках диска. В ряде случаев визуализируются сразу два полюса, иногда видимым остается только один.

В то же время, экватор Солнца может располагаться севернее или южнее центральной части солнечного диска. Для измерения расстояния между центральной частью солнечного диска и экватором применяются такие единицы измерения, как гелиографические градусы. А само расстояние именуется гелиографической широтой центра диска В0. Значение данного параметра влияет на выбор конкретной гелиографической сетки. Существует несколько видов гелиографических сеток: 0,00; +- 1,00; +-2,00; +- 3,00; . +-7.00.

Кроме того, каждый исследователь Солнца должен знать угол между суточной параллелью (Р) и направлением экватора. Данный угол может иметь положительное значение (восточная часть суточной параллели находится к северу от экватора) или отрицательное значение (если восточная часть суточной параллели находится к югу от экватора). Также крайне важная величина – это гелиографическая долгота центрального меридиана (L0).

Все эти величины (В, L0, Р0, d) можно узнать в астрономическом календаре. Приведем пример расчета координат образований на солнечном диске. Для более комфортного проведения расчетов можно напечатать сетку на прозрачном материале. При этом, масштаб должен быть таковым, чтобы диаметр сетки совпадал с диаметром зарисовки. Для этого подберем нужную сетку с учетом величины В0, округленной до целых. К примеру, В0, = -3,21, тогда нужная нам сетка В = -3˚. Для верного наложения сетки следует определить положение солнечного экватора. Делается это исходя из положения суточной параллели и углом между экватором и данной параллелью. Далее предполагаем, что Р = -26,03, тогда экватор с востока будет располагаться на 26,03 к северу от суточной параллели. Выстроим угол Р (вершина – центр диска Солнца), у нас получилась позиция солнечного экватора.

Разместив гелиографическую сетку, нужно интерполировать значение L0 для момента наблюдения. В календаре оно соответствует 0h всемирного времени. Это значение вы должны перевести из всемирного времени к местному. К примеру, 2 апреля L0 = 134,54, а 3 апреля L0 = 122,21. Разница в 12,33 обозначается маркировкой dL. Рассчитаем долготу центрального меридиана во время наблюдения. Если наблюдатель находится в Москве в 12:43 (по всемирному времени в 08:43), данный параметр составляет 0,36 суток (8 ч 43 мин — это 8, 75 часа, значит 8, 75 / 24 = 3,64). Для обозначения параметра используем i. Далее действуем по формуле:

долготы увеличиваются по направлению с востока на запад, поэтому для образований в восточной части диска нужно вычесть их угловое расстояние до центрального меридиана из значения Lн. Далее рассчитываем площадь групп пятен, факелов и пятен большого размера. Тонкость здесь заключается том, что образования на краях солнечного диска визуально вытянуты вдоль поперечника. Определить их истинный размер можно по формуле:

r — расстояние объекта от центра солнечного диска в тех же единицах, что и радиус,

R — радиус изображения солнечного диска.

Если направление перпендикулярно перпендикулярному радиусу направлению, используется формула:

Sнабл обычно измеряется в квадратных секундах дуги.

Осталось сказать лишь несколько слов о фотографическом наблюдении дневного светила. Работа с фотокамерой имеет несколько преимуществ, главное из которых заключается в более коротком времени, затрачиваемом на наблюдение. Однако здесь есть и некоторые недостатки. К примеру, атмосфера Земли нестабильна, поэтому пятна со слабым свечением визуализируются далеко не всегда. В этим связана необходимость в целой серии снимков.

Также в момент легкой облачности некоторые области диска могут быть закрыты, поэтому наблюдения откладываются до более подходящей погоды.

Впрочем, проводить фотографические наблюдения Солнца очень удобно. Из серии снимков можно выбрать наиболее удачный, максимально точно отражающий все пятна. Затем фотография вставляется в бланк наблюдений. Фотографирование Солнца проводится при значительном увеличении, затем определяется суточная параллель.

Техника безопасности для Солнца

Теперь уделим внимание технике безопасности при наблюдении Солнца. Напомним, что наблюдение Солнца представляет собой наиболее опасный вид астрономических исследований. Даже невооруженный глаз может пострадать от прямых солнечных лучей, а телескоп увеличивает интенсивность светового пучка в десятки раз. Поэтому при проведении наблюдений солнечного диска нужно обязательно использовать специальные светофильтры или солнечный экран, куда будет проецироваться изображение Солнца. Фильтры нужны и при фотографировании Солнца. Помните, что пучок света, направленный на кожу обязательно вызовет сильнейший ожог. А если допустить попадание светового пучка на любой воспламеняющийся предмет вызовет его возгорание.

Крупные телескопы нужно диафрагмировать, поскольку слишком большая апертура объектива собирает излишнее количество света. Отсюда перегрев диагонального зеркала или окуляра. В результате элементы конструкции телескопа могут лопнуть, а их осколки травмируют глаза наблюдателя. Во время наблюдений периодически нужно прерываться, чтобы телескоп охладился до нормальной температуры.

Кроме того, нужно раз и навсегда отказаться от использования ненадежных фильтров, которые неплотно держатся на оправе окуляра или объектива. В любой момент фильтр может упасть, и вы заработаете ожог сетчатки.

Ниже можно насладиться фото Солнца, добытыми представителями любительской астрономии. У вас всегда есть возможность присоединиться к их числу.

Фотографии Солнца, сделанные астрономами любителями:

Источник