Как наблюдать Солнце начинающим?
Солнце является одним из немногих астрономических объектов, детали на поверхности которого можно увидеть без помощи телескопа или бинокля. Единственное, что для этого необходимо — это подходящий светофильтр. Традиционный выбор при наблюдениях невооруженным глазом — светофильтр, применяемый при сварочных работах. Для наблюдения Солнца сразу двумя глазами необходим фильтр длиной не менее 10 см.
Хотя такой фильтр придает изображению зеленоватый оттенок, он недорог и вполне достаточен для эпизодических наблюдений.
Видимая часть Солнца представляет собой слой, называемый фотосферой, который образует кажущуюся «поверхность» Солнца. Первое, что можно увидеть в фотосфере, — это большие солнечные пятна. Видимые невооруженным глазом пятна обычно возникают в период повышенной солнечной активности. Нередко в такие периоды можно наблюдать несколько групп пятен одновременно. Для наблюдения невооруженным глазом представляет интерес отслеживание изменения местоположений таких пятен. Кроме пятен можно заметить уменьшение яркости диска Солнца к его краю. Это потемнение является результатом того, что луч света от края диска на пути к наблюдателю проходит через существенно более толстый слой темной и холодной верхней части фотосферы.
Солнце и телескоп
Фильтр сварщика дает удовлетворительное для невооруженного глаза изображение Солнца. Однако невысокое оптическое качество делает его неприемлемым для наблюдений дневного светила в телескоп или бинокль. Для этого имеются другие возможности. Следует только иметь ввиду, что входящий в комплект некоторых телескопов окулярный солнечный фильтр представляет большую опасность. Он выполнен в виде черного стекла в оправе, которая крепится к окуляру. Тепло Солнца, сконцентрированное телескопом, может разрушить такой фильтр в любой момент без предупреждения. Поэтому самое разумное решение — не использовать такие фильтры.
Для безопасного разглядывания Солнца многие наблюдатели используют солнечные фильтры, которые надежно крепятся на входном отверстии телескопа. Фильтры такого типа защищают не только глаз наблюдателя, но и его телескоп, не пропуская внутрь мощный поток солнечного излучения.
Перед началом наблюдений не забудьте убедиться в том, что искатель телескопа закрыт крышкой со стороны объектива. Навести телескоп на Солнце без помощи искателя очень просто. Нужно поворачивать телескоп таким образом, чтобы тень от него оказалась минимальной. В этом случае изображение Солнца окажется в поле зрения окуляра с небольшим увеличением.
Для большинства видов астрономических наблюдений большее означает лучшее. Чем больше телескоп, тем больше света он собирает и тем выше его теоретическое разрешение. Но при наблюдении Солнца предпочтение отдается небольшим телескопам. Проблема здесь состоит не в собирании света, а в его ослаблении. Что касается разрешения, то преимущество большого инструмента нейтрализуется атмосферной турбулентностью. Дневная атмосфера редко позволяет использовать максимальное разрешение даже 10-сантиметрового телескопа.
Солнце можно наблюдать и без использования защитных светофильтров — методом солнечной проекции. Окуляр телескопа, помещенный в фокусиро— вочный узел, используется для проецирования изображения Солнца на подходящую поверхность. Обычно изображение Солнца выводят на белый лист бумаги. Но независимо от белизны экрана, для того чтобы можно было рассмотреть тонкие детали солнечной поверхности, его необходимо защитить как от прямых солнечных лучей, так и от постороннего света. Этот метод позволяет с помощью 10-сантиметрового телескопа получать приличное изображение Солнца диаметром до 80 см. Размер и яркость солнечного изображения зависят, главным образом, от расстояния между окуляром и экраном: чем больше это расстояние, тем больше размер изображения, но меньше его яркость.
Пятнистое Солнце
Солнечные пятна — это области солнечной поверхности, имеющие более низкую температуру. Причиной возникновения таких областей являются мощные локальные магнитные поля, препятствующие вертикальной конвекции вещества из внутренних слоев Солнца. Солнечные пятна кажутся почти черными, но это лишь эффект контраста. Если бы пятно среднего размера можно было поместить на ночное небо, оно сияло бы в 10 раз ярче полной Луны!
Даже случайный наблюдатель быстро замечает, что солнечные пятна бывают разных размеров и формы. Если простейшие солнечные пятна представляют собой изолированные темные области, то у больших пятен строение более сложное. Они имеют центральную темную часть, называемую тенью, которую окружает серая полутень. Часто полутень выглядит как однородное окаймление. Но при хороших атмосферных условиях можно рассмотреть ее радиальную структуру, состоящую из темных и светлых точек. В кратковременные периоды очень хорошей видимости можно также заметить крошечные круглые солнечные пятна диаметром 2″ и меньше, которые называются порами. Иногда из них возникают полноценные пятна, но чаще всего они просто исчезают, просуществовав всего несколько минут.
Большинство солнечных пятен концентрируется в группы, которые могут претерпевать большие изменения за несколько часов. Такие группы обычно состоят из большого «флагманского» пятна, окруженного несколькими более мелкими пятнами. Иногда наблюдается пара больших пятен, окруженных сеткой более мелких, которые выстраиваются в виде дуги или прямой линии. Обычно пара больших пятен имеет противоположную магнитную полярность: одно пятно — положительное, другое — отрицательное.
Проследить эволюцию солнечных пятен позволяют их зарисовки. Так же как и зарисовка планет, зарисовка солнечных пятен улучшает ваши наблюдательные способности. Вы можете проследить сложные превращения групп солнечных пятен во времени, а также встречать некоторые активные области как старых знакомых, когда они, исчезнув за западным лимбом Солнца, через две недели вновь появятся из-за восточного лимба. Обратите внимание: пятна вблизи солнечного лимба иногда напоминают провалы или воронки на «ровной» солнечной поверхности. Это — эффект Вильсона, названный так в честь шотландского астронома XXVIII века Александра Вильсона, впервые обратившего внимание на это явление.
Другие проявления активности Солнца
Внимательное наблюдение солнечных пятен показывает, что большинство из них окружено более яркими областями, называемыми факелами. Потемнение к краю помогает факелам выделяться на фоне фотосферы, поэтому лучше всего наблюдать их вблизи лимба Солнца.
Возможно, вам также удастся увидеть и еще одну особенность солнечной «поверхности» — грануляцию, которая придает фотосфере «песчаную» структуру. Грануляция вызвана конвекцией вещества из внутренних слоев Солнца в наружные. Отдельные гранулы имеют размер всего в несколько угловых секунд и, следовательно, требуют хороших атмосферных условий. При нестабильной атмосфере грануляция может выглядеть как крупное ис-перчение больших участков фотосферы. Требуется всего несколько минут для того, чтобы отдельные гранулы исчезли и на их месте возникли новые.
Описанные выше проявления солнечной активности видимы в белом свете. Если вам понравилось наблюдать Солнце, то вы можете воспользоваться более современными способами наблюдения с использованием специальных фильтров, выделяющих узкую полосу спектра электромагнитного излучения, и увидеть много других особенностей (например, протуберанцы).
Для таких наблюдений требуется более дорогостоящее оборудование (коронограф, Нα фильтр), чем обычные светофильтры для наблюдения в видимом свете.
Солнечная активность изменяется на протяжении 11-летнего цикла. По мере развития этого цикла активность возрастает и снижается, а вместе с этим изменяется количество видимых деталей на Солнце. Когда активность минимальна, поверхность Солнца почти не содержит неоднородностей, она полностью лишена солнечных пятен. При наступлении максимума на поверхности Солнца можно насчитать сотни пятен, сгруппированных в полдюжины групп и более, а также множество факелов. Очевидно, что наиболее интересным периодом наблюдения Солнца являются годы, окружающие максимум активности. Сейчас мы как раз находимся на самом пике солнечной активности, поэтому предстоящие годы могут принести много сюрпризов. Нет сомнений, что именно сейчас наступил наилучший период для того, чтобы начать заниматься дневной наблюдательной астрономией!
Определение координат солнечных пятен
Ценность ваших наблюдений Солнца резко повысится, если вы сможете определять гелиографические координаты зарисованных деталей солнечной поверхности. С их помощью, например, вы сможете проанализировать распределение по широте и долготе мест возникновения солнечных пятен, поведение групп пятен по мере их развития и взаимодействия, опознать долгоживущие пятна.
Для определения солнечной долготы и широты пятен можно использовать метод позиционирования Стонихарста. На рисунке показан один из восьми дисков Стонихарста, комплект которых вы можете найти в этом номере журнала. Эти диски, на которых нанесены линии приращения солнечной долготы и широты, отражают кажущийся сдвиг экватора и оси вращения Солнца на протяжении года из-за изменения перспективы земного наблюдателя. Сдвиг изменяется в пределах от 0°до 7°, и на каждом диске стоит соответствующая метка. Для использования этих дисков вам понадобятся эфемериды Солнца, которые вы можете взять из астрономического календаря.
Прежде всего необходимо взять из календаря значение позиционного угла (Р) оси вращения Солнца для даты наблюдения; его величина будет отрицательной, когда ось отклонена к западу. С помощью транспортира отметьте это положение на своем рисунке. Затем найдите в эфемеридах гелиографи-ческую широту (Во) центра солнечного диска. Эта величина будет отрицательной, когда солнечный экватор кажется расположенным к северу от центра диска. Выберите диск Стонихарста, имеющий соответствующее значение В0 и сориентируйте его в соответствии с Р. Наложите вашу зарисовку солнечного диска (выполненную на тонкой бумаге) на диск Стонихарста и прочтите значения широты и долготы для каждого пятна.
Определение широты пятна — очевидно. Для того, чтобы получить его истинную долготу, необходимо сначала определить долготу центра диска на момент наблюдения (Lo). Теперь осталось сложить полученную величину с долготой пятна, если оно расположено западнее центрального меридиана (или вычесть из нее, если пятно находится восточнее меридиана). В результате вы получите гелиографическую долготу пятна.
Хотя метод Стонихарста может показаться длительным и утомительным, но он гораздо легче и быстрее, чем математический метод определения координат солнечных пятен. Более того, он работает быстрее при массовом определении координат пятен.
Источник
Сети космоса — Как наблюдать Солнце
Космос он-лайн
О космосе в сети
Инструменты
Как наблюдать Солнце
При наблюдениях Солнца выполнение всех мер техники обязательно!
Во многих источниках написано: «Вы можете повредить глаза». Это полностью не правильно. При не соблюдении мер техники безопасности вы не только повредите глаза, но и испортите технику. И мне лично не понятно от чего в русских языках применяют такое предложение.
Основные правила наблюдения за Солнцем:
1. Обязательное использование аппертурного солнечного фильтра.
2. Снатый или закрытый крышками искатель.
4. Достаточная безветренная погода, а ещё лучше штиль.
5. Жёстко установленная тренога.
Наблюдать за солнышком очень приятно! И так.
У вас есть обычный телескоп, не солнечный. Для наблюдений вам понадобиться аппертурный солнечный фильтр. Эти наблюдения называются в видимом свете. Обратите внимание, солнечный аппертурный фильтр пропускает 0.001% видимого света. Кто не понял. Он не пропускает 99.999% видимого солнечного света. Наблюдать можно в течении 15 минут. Затем нужно накрыть зонтиком что бы остыл фильтр и телескоп.
Но в любом случае найдутся пытливые умы, которым будет важно попробовать это всё без фильтра. Результат будет печален, не важно какой телескоп используется, его внутренности оплавятся, а пока они будут оплавляться в эти секунды повредится всё что находится за окуляром.
Не смотря на то, что Солнце весьма велико, наводить на него телескоп без исателя весьма просто. Просто посмотрите на тень. Как только тень от телескопа стала круглой — он точно смотрит на солнце. Не используйте искатель, на собственном опыте убедился что пара секунд нахождения глаза за пятикратным искателем приводит к ожогу роговицы.
Наблюдать светило лучше всего на максимальной высоте, которая может предоставить тренога. Наблюдатель и телескоп лучше всего прятать за некую ширму или палатку, что бы торчало исключительно «дуло» телескопа с фильтром. Это предотвратит наблюдателя и телескоп от нагревания, да и ещё добавит комфорта, ведь Солнышко само по себе очень хорошо засвечивает.
Фотографирование ничем не отличается от фотографирования Луны. Всё тоже самое:
Т-адаптер
линза Барлоу
Окуляры
Окулярные фильтры.
Но тут стоит оговорится, не менее потрясающие виды можно наблюдать через специальный окулярный фильтр в линии водорода.
Источник
Наблюдение солнца при 2 от максимальной яркости
Основным назначением телескопа является собрать как можно больше света от источника. Все небесные тела находятся от нас так далеко, что пучек света, идущий от любого из них можно считать параллельными. Мы способны видеть звезды не слабее 6m, потому, что наш глаз не может получить достаточное для регистрации количество света, от более слабых объектов. Причина этого в том, что наш зрачек, имеющий диаметр в 5 мм, не пропускает достаточное количество света. Тут нам на помощь приходит телескоп. Его объектив имеет гораздо более крупный диаметр, а следовательно, и света он собирает больше.
Как же устроен телескоп? Телескоп состоит из двух основных частей — объектива и окуляра. Объектив собирает лучи в одну точку — фокус. Расстояние от объектива до фокуса называется фокусным расстоянием. Это, наряду с диаметром объектива, является основными характеристиками телескопа. Что это нам дает? Дело в том, что возможности человеческого глаза ограниченны. Рассматривая какой-либо предмет, мы стараемся поднести его как можно ближе к глазам. Но ближе чем на 20 см, мы ничего разглядеть не сможем и для этого нам понадобиться увеличительное стекло. Значит, что предмет в 0.1 мм мы можем разглядеть с расстояния не более 25 см, что дает нам угол около 1,5 минуты. Но под таким углом на том расстоянии, на которое от нас удалена Луна, мы увидим только объект размером не менее 150 км. Объектив телескопа позволяет нам построить изображение Луны прямо около глаза. Но это изображение получается в виде точки, как же нам его разглядеть? Поступим точно так же как и с любым другим маленьким объектом — воспользуемся увеличительным стеклом. Именно роль этого увеличительного стекла и выполняет окуляр. Значит, телескоп позволит нам собрать больше света от объекта и увеличить угол, под которым нам его видно.
 |
 |
Но как узнать размеры построенного объективом изображения. Если за объективом установить экран, то на нем мы увидим изображение объекта. Размер этого изображения будет равен произведению фокусного расстояния объектива на угловой размер объекта. Зная, что угловой диаметр Солнца равен приблизительно 32′, мы можем получить следующую зависимость — фокусное расстояние в метрах равно диаметру изображения Солнца в сантиметрах. Кроме того, очень важно знать разрешающую способность телескопа, то есть будут видны отдельно друг от друга. Этот показатель тесно связан с диаметром и фокусным расстоянием объектива. Теперь поговорим о том, чем же отличается солнечный телескоп своего обычного собрата. Солнце — объект очень яркий. Поэтому при наблюдениях Солнца необходимость собирать больше света отпадает. Даже наоборот, необходимо снизить яркость изображения. Однако же уменьшать диаметр объектива мы не можем, так как разрешающая способность телескопа так же уменьшиться. Именно в этом и заключается особенность солнечного телескопа.
Так как же решить эту проблему? Наиболее простым способом является проекция изображения Солнца, постоянного телескопом на экран, когда наблюдатель не смотрит непосредственно в окуляр. а смотрит на специально сконструированный экран. Для объяснения действия этого метода обратимся к рисунку 2. Итак, если мы посмотрим на Солнце в окуляр, то весь собранный телескопом свет будет собран в пучок, равный диаметру окуляра (точка D1). или диаметру зрачка. Другими словами свет, собранный со всей площади объектива, будет, при сохраненной интенсивности, иметь значительно меньший диаметр пучка. Для понимания обратимся к такому примеру: возьмем два груза, оба весом в 1 кг, но один площадью в 1 метр, а другой в 10 см и положим их на натянутую пленку. Разуметься тот груз, который имеет меньшую площадь. будет оказывать большее влияние на пленку. Остановимся на том, каким должен быть солнечный экран. Экран должен смещаться вдоль оптической оси, фиксируясь стопорными винтами на салазках. При этом не должно быть «свисания» экрана, то есть ситуации, когда центр экрана, под действием веса самого экрана находиться ниже оптической оси. Экран должен быть защищен от прямого солнечного света, для чего делаются картонные бортики, высотой около 10-ти сантиметром.
Кроме того, если у вас рефрактор, или любая другая система телескопа, у которой окулярный узел находиться сзади, то на его трубе должен быть надет защитный экран, который в 3-4 раза больше основного. Если у вас рефлектор системы ньютона, или любой другой системы, при которой окуляр находиться сбоку, то достаточно только бортиков на экране. Однако, на некотором расстоянии от окуляра, где расположен экран, диаметр светового пучка, будет больше, при той же интенсивности, а значит яркость изображения снизиться. Значит, при наблюдениях Солнца, методом проекции, оберегает наблюдателя от травм.
Второй метод заключается в том, что бы в оптическую схему внести солнечный светофильтр. Фильтры могут быть двух видов. Первые из них устанавливаться перед объективом, они имеют большую пропускающую способность. Второй тип фильтров ставиться за окуляром. они почти не пропускают свет. Более безопасным и удобным в использовании является первый тип фильтров. Это объясняется тем, что окулярный фильтр может быть поврежден, если он не рассчитан под данный телескоп. Кроме того, окулярный фильтр, может упасть и тогда наблюдатель может лишиться зрения. В последнее время все большей популярностью пользуются фильтры из специальной пленки — Astrosolar. Для этого изготавливается специальная крышка с отверстием, равным диаметру объектива, которая будет надеваться на объектив. Отверстие в крышки закрывается пленкой. В итоге получается идеальный фильтр.
 |
 |
Кроме того, есть еще ряд способов снизить яркость изображения. Например. в зеркальных телескопах можно не покрывать зеркало отражающим слоем, тогда большая часть света будет проходить за отражающую грань зеркала, и не будет попадать в фокус, что снизит яркость. Другим способом является постройка длиннофокусных телескопов, это так же снижает яркость. Однако и в том и в другом случае следует применять фильтры. Еще одним способом наблюдения Солнца в белом свете, является целостатная установка. Принцип ее действия заключается в следующем. Главная оптическая схема телескопа располагается горизонтально и является стационарной. Солнечный свет на главное зеркало направляется при помощи системы плоских оптических зеркал, которые посылают на главное зеркало солнечный зайчик. Приблизительная схема такой установки представлена на рисунке 3.
Поскольку склонение Солнца меняется в течении года, солнечный свет будет падать на целостатное зеркало под разными углами. Для того, что бы пучок света всегда попадал на главное зеркало, в системе должно быть подвижное зеркало, смещающееся вдоль оси объектива. Поэтому целостатная установка состоит из двух компонентов: подвижного зеркала и неподвижного зеркала — собственно целостата (рис. 4.). Подвижное зеркало находиться южнее целостата. Это может привести к тому, что тень от него, или его монтировки может попасть на целостат. Для того, что бы избежать подобной ситуации, предусмотрена возможность перемещения целостата по линии запад-восток. При этом целостат должен непременно оставаться в таком положении, что бы ось его вращения была направлена на Полюс Мира.
Солнечной активностью называют совокупность нестационарных явлений на Солнце (пятна, факелы, протуберанцы, вспышки, флоккулы) возмущенные области, солнечную радио. и другие излучения Солнца. Эти явления тесно связаны между собой и обычно и обычно появляются вместе в некоторой активной области Солнца. Солнечная активность обычно характеризуется по пятнообразовательной деятельности Солнца. Для ее регистрации используются несколько распространенных индексов. Самыми известными из них являются индекс Вольфа и коэффициент INTER SOL. Индекс Вольфа определяется по формуле: W=R*(10g+f), где: R коэффициент корреляции, определяемый из условий наблюдения и характерсrстик вашего телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1: g — количество групп на диске; f — общее число пятен. Коэффсrцсгент INTER SOL определяется по формуле: IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где: grfp — число пятен с полутенями в группах; Grfn — число пятен без полутеней в группах; efp — число одиночных пятен с полутенями: ef — число одиночных пятен без полутеней; ПОМНИТЕ, ЧТО ОДИНОЧНОЕ ПЯТНО В РАСЧЕТАХ ТАК ЖЕ ПРИНИМАЕТСЯ ЗА ОТДЕЛЬНУЮ ГРУПЛУ.
За международную систему приняты числа Вольфа публикуемые Цюрихской обсерваторией с 1849. для которых коэффициент корреляции R равен 1. Не смотря на довольно большую неточность этих индексов и их субъективности для каждого отдельного наблюдателя. они имеют то преимущество, что их значения определены на довольно продолжительный промежуток времени (индекс Вольфа известен за последние 258 лет с 1749). Благодаря этому именно индекс Вольфа используется для выявления корреляций между активностью Солнца, и какими либо биологическими и геофизическими явлениями. Важной особенностью солнечной активности является ее цикличность. Циклы имеют различную продолжительность. Не так давно мы с вами, уважаемые коллеги стали свидетелями очередного 23-го максимума 11-го летнего цикла солнечной активности. Но существуют ли еще какие-либо циклы активности, кроме вышеупомянутого 11-тиилетнего? В периоды максимума цикла активные области расположены по всему солнечному диску, их много и они хорошо развиты. Период минимума они располагаются вблизи экватора их не много. и они развиты слабо. Видимым проявлением активных областей являются солнечные пятна. факелы, протуберанцы, волокна, флоккулы и пр.
Наиболее известным и изученным является 11-летний цикл, открытый Генрихом Швабе и подтвержденный Робертом Вольфом, который исследовал изменение активности солнца при помощи предложенного им индекса Вольфа, за два с половиной столетия. Изменение активности Солнца с периодом равным 11,1 года носит название закона Швабе — Вольфа. Особенностью 11-ти летнего цикла является то, что полярность изменяются в течении каждого цикла на противоположенную как в группах, где меняются полярности главных пятен, так и общее магнитного поля Солнца. Существует предположение, что именно магнитное поле ответственно за цикличность солнечной активности. Также предполагается существование 22, 44, 55 и 88 летних циклов изменения активности. Установлено что величина максимума циклов меняется с периодом около 80 лет. Эти периоды проявляются непосредственно на графике активности солнца. Но ученые, изучив кольца на спилах деревьев, ленточную глину, сталактиты, залежи ископаемых, раковинам моллюсков и другие признаки, предположили существование и более продолжительных циклов, длительностью около 110, 210, 420 лет. А так же и так называемые вековые продолжительностью и сверхвековые циклы 2400, 35000, 100 000 и, даже, 200 — 300 миллионов лет. Следует отметить, что цикличность характерна для всех проявлений солнечной активности.
В последнее время было обращено внимание на то, что влиять на циклы могут и другие тела, такие как планеты-гиганты, соседние звезды и их положение относительно друг друга (к примеру можно посмотреть на влияние суммарной гравитации планет во время парадов). Возможно, особенно продолжительные сверхвековые циклы связанны по большей своей части с положением Солнца в Млечном Пути, точнее с его вращением вокруг центра галактики. Вообще любой астроном-любитель может, проводя регулярные наблюдения Солнца сравнивать ее график с графиками интенсивности каких либо явлений связанных с атмосферой, биосферой и другие. Но зачем уделять так много внимания изучению активности Солнца? Ответ заключается в том, что наше дневное светило оказывает огромное влияние на землю и на земную жизнь. Увеличение интенсивности так называемого «солнечного ветра» — потока заряженных частиц — корпускул — испускаемых Солнцем, может вызвать не только прекрасные полярные сияния, но и возмущения в магнитосфере земли — Магнитные бури — которые влияют не только на оборудование, что может привести к техногенным авариям. Но и непосредственно не здоровье человека. Причем не только физическое, но и психическое. В периоды максимума, например, учащаются случаи самоубийств. Активность солнца влияет так же на урожайность, рождаемость и смертность, и многое другое. Вообще любой астроном-любитель может, проводя регулярные наблюдения Солнца сравнивать ее график с графиками интенсивности каких либо явлений связанных с атмосферой, биосферой и другие.
Теперь давайте перейдем к тому, как правильно проводить наблюдения Солнца, как оформлять их, что и как надо рассчитывать, для чего. В общем, как я уже говорил, обо всем, что надо знать начинающему астроному-солнечнику для работы. Основной уклон я буду делать на зарисовку и оформления зарисовок Солнца. Хотя в конце остановлюсь и на фотографических наблюдениях. Итак, основной и, на мой взгляд, грубейшей ошибкой является то. что зарисовка производится по визуальным наблюдениям, когда наблюдатель непосредственно смотрит на Солнце и зарисовывает потом то, что увидел. Гораздо более точным является способ проекции на экран. Для начала следует определиться с диаметром диска Солнца, то есть с диаметром зарисовки. Здесь надо учитывать яркость изображения, даваемое Вашим телескопом и его разрешение. Я на 62 мм рефракторе делал диаметр 15 см. На мой взгляд, такой диаметр наиболее удобен. Наблюдения Солнца проводятся в два этапа. Первый — непосредственно зарисовка диска Солнца, включающая зарисовку образований на диске Солнца, описание атмосферы. Второй — камеральная обработка результатов, включающая классификации групп пятен и факелов, заполнение бланка, определение координат и площадей пятен и факелов.
Теперь наводим телескоп на Солнце. Для более удобного наведения можно использовать тень телескопа на экране. Солнце будет в поле зрения телескопа, если тень от последнего не вытянутая и не искаженная, а прямая. Итак, на экране, на котором у нас уже укреплен лист с начерченной окружностью необходимого диаметра, появляется изображение Солнца. Следует отметить, что не стоит крепить к экрану сам бланк наблюдений, лучше зарисовывать на отдельном листе, а потом зарисовку прикреплять к бланку. Так же стоит поступать, проводя и подробную зарисовку групп пятен. Теперь регулируем экран так, что бы изображение Солнца точно совпало с окружностью. При зарисовке деталей не желательно отмечать все мелкие детали, т.к. это часто приводит к нарушению масштаба. Лучше, зарисовав основные детали групп на общем изображении диска Солнца, пронумеровать группы и с обратной стороны листа сделать подробную зарисовку групп пятен. На основной же зарисовке отметьте ориентацию по сторонам горизонта (N,E,S,W) и суточную параллель. На изображении последней необходимо отметить путь смещения солнечного экрана (для чего необходимо отключить часовой привод) по смещению пятен (рис. 6).
Источник