Способы исследования Солнца
Фото Солнца К.А. SOHO Изучение Солнца во многих отношениях составляет обособленную и специфическую отрасль астрономии, связанную с дневными наблюдениями. При исследовании большинства небесных светил основным затруднением является их недостаточная яркость, в то время как при изучении Солнца помехой чаще всего оказывается избы¬ток света. Солнечный свет настолько ярок, что человек не может смотреть на Солнце незащищённым глазом; требуются специальные приспособления для ослабления чрезмерной яркости. Поэтому Солнце является своеобразным объектом наблюдения, требующим применения специальных инструментов и методов.
Прежде всего встаёт важная проблема изучения и измерения полного потока лучистой энергии, непрерывно поступающей от Солнца на Землю. Этим занимается особая отрасль измерительной техники, называемая актинометрией (термин происходит от греческих слов «актис» — луч я «метрон» — мера). В ней применяются особые приборы, называемые актинометрами или пиргелиометрами.
Эти приборы основаны на* использовании теплового действия солнечных лучей. О количестве солнечной энергии, падающей на квадратный сантиметр Земли, можно судить, например, повышение температуры воды в
сосуде, на который падают солнечные лучи. Необходимы специальные меры предосторожности, чтобы полученное тепло не осталось неучтённым, рассеявшись в воздухе.
Актинометрия занимает промежуточное положение между астрофизикой и геофизикой. С одной стороны, не¬посредственным объектом исследования здесь является радиация Солнца. С другой стороны, на пути к земной поверхности эта радиация проходит сквозь земную атмосферу, которая в той или иной степени рассеивает и поглощает проходящие через неё лучи. Прозрачность воз¬духа меняется изо дня в день. Это определяет геофизический, метеорологический элемент в актинометрии.
Актинометрия в основном обходится без телескопа, этого основного орудия астрономического исследования. Все прочие формы наблюдений Солнца связаны с употреблением телескопической оптики.
Простейший способ телескопического наблюдения Солнца состоит в том, что, наведя телескоп на солнечный диск, рассматривают последний при достаточно сильном увеличении, изучая различные мелкие детали и образования на диске. При этом необходимо, чтобы телескоп был снабжён защитным приспособлением, предохраняющим глаз от губительного действия чрезмерно яркого света.
В простейшем случае это может быть достаточно тёмное стекло, пропускающее лишь очень небольшую долю лучей, а в более крупных и усовершенствованных инструментах применяются специальные гелиоскопические окуляры, в которых свет ослабляется при помощи особых оптических приспособлении:.
Часто необходимо измерять размеры деталей, видимых при помощи телескопа на солнечной поверхности, или же определять точное положение детали на солнечном диске. Для этого телескоп должен быть снабжён измерительными приспособлениями.
Непосредственное наблюдение Солнца в телескоп глазом называется визуальным наблюдением. При всех своих достоинствах оно во многих случаях уступает наблюдению фотографическому. Визуальное изучение и последовательное измерение множества деталей, нередко усеивающих солнечный диск, отнимает много времени и может растянуться даже на несколько часов. За это время на бурной и быстро меняющейся поверхности Солнца нередко совершаются заметные изменения. Между тем фотографический снимок Солнца со всеми деталями на его поверхности можно получить за малую долю секунды. Таким образом, по сравнению с визуальным наблюдением фотография имеет два ценных преимущества: быстрота и связанная с нею одновременность регистрации всей картины Солнца.
Далее, всякий фотографический снимок представляет собою документ, который можно сохранить неопределённо долгое время. В случае сомнений или новых соображений всегда можно снова обратиться к ранее полученным снимкам и повторить их измерение или же провести их исследование под новым углом зрения. Наконец, фотография позволяет получать снимки Солнца и в лучах, не¬видимых для глаза, например, в инфракрасных или ультрафиолетовых.
Прибор, специально предназначенный для фотографирования Солнца, называется гелиографом).
Это — телескоп, у которого в нижней части вместо окуляра приделана кассета, заключающая в себе фотографическую пластинку. Необходимой частью гелиографа является автоматический затвор, позволяющий получать снимок при очень короткой выдержке.
Наиболее удобным типом гелиографа является прибор, сконструированный дважды лауреатом Сталинской премии Д. Д. Максутовым по принципу менискового телескопа. Гелиограф Максутова изготовлен во многих экземплярах и принят в качестве стандартного инструмента для регулярных фотографических наблюдений солнечной поверхности на обсерваториях СССР.
На обсерваториях, имеющих в своём распоряжении гелиограф, Солнце фотографируется каждый ясный день, причём полученные снимки тщательно сохраняются. Таким путём собирается ценнейший материал о состоянии поверхности Солнца за многие годы.
При фотографировании деталей солнечной поверхности желательно иметь достаточно большое изображение. Этот астрономический инструмент не следует Смешивать с одноимённым прибором, употребляемым на метеорологических станциях. Там под названием «гелиограф» понимается аппарат, позволяющий автоматически регистрировать число часов за день, в течение которых Солнце не было закрыто облаками?
Для этого нужно, чтобы фокусное расстояние объектива (т. е. расстояние от него до изображения Солнца) было велико. Отсюда следует, что для получения изображения Солнца в крупном масштабе надо делать телескопы очень большой длины. При этом возникает трудность установки такого инструмента. Трубы небольших телескопов делаются свободно вращающимися во¬круг двух осей, что позволяет наводить трубу на любую точку небесного свода. Длинную трубу сделать подвижной очень трудно. Поэтому для таких инструментов применяется устройство другого рода.
Труба телескопа вместе с объективом, окуляром и кассетной частью делается неподвижной и устанавливается либо горизонтально, либо вертикально. К ней добавляется особое устройство, называемое целостатом. Целостат представляет собою зеркало (или сочетание нескольких зеркал), укреплённое на вращающейся подставке так, что с его помощью при любом положении Солнца на небесном своде солнечные лучи могут быть направлены в объектив телескопа. Таким образом, вместо того, чтобы двигать громадную трубу, поворачивают вслед за Солнцем только зеркало сравнительно небольших размеров. Это осуществляется автоматически, при помощи часового механизма. Если направить зеркало так, чтобы в поле зрения телескопа оказалось изображение Солнца и пустить в ход часовой механизм, то солнечные лучи всё время будут направляться зеркалами целостата в объектив телескопа и изображение будет стоять в поле зрения телескопа неподвижно.
Целостаты исключительной точности изготовляются нашей оптической промышленностью и применяются для различных установок, используемых при изучении Солнца. В частности, на Пулковской обсерватории имеется большая солнечная установка, позволяющая фотографировать как солнечный диск, так и спектр отдельных его участков. Разработанная лауреатом Сталинской премии Н. Г. Пономарёвым и построенная в 1941 г., она была разрушена во время войны, но в настоящее время восстановлена вновь в значительно усовершенствованном виде.
Большую роль в исследовании Солнца играют наблюдения полных солнечных затмений.
Несмотря на краткость полной фазы затмения, учёные каждый раз выезжают в ту узкую полосу Земли, где затмение бывает полным. Такие экспедиции требуют затраты больших средств и огромных усилий, так как на место наблюдения приходится привозить крупные астрономические инструменты и устраивать временные обсерватории. Нередко все эти приготовления оказываются напрасными. Стоит маленькому облачку закрыть Солнце в момент затмения, и никаких наблюдений выполнить, конечно, не удаётся. Но зато те результаты, которые удаётся получить в случае хорошей погоды, очень важны для гелиофизики.
Дело в том, что слои разрежённой материи, обволакивающие со всех сторон солнечный шар, светятся таким слабым светом, что подле слепящего солнечного диска их наблюдать невозможно. Особенно большой помехой тут является яркое дневное небо, на фоне которого совсем неразличимо слабое свечение, окружающее Солнце — «солнечная корона». Поэтому бесполезно было бы закрывать солнечный диск каким-нибудь щитком или заслонкой, расположенными подле наблюдателя: небо при этом остаётся по-прежнему более ярким, чем свет, идущий к нам из окрестностей Солнца. Необходимо, чтобы экран, заслоняющий солнечный диск, помещался за пределами земной атмосферы. Тогда толща воздуха, сквозь которую мы смотрим на небесное светило, тоже оказывается защищённой от солнечных лучей, небо делается тёмным, и его свет не мешает нам видеть слабо светящиеся оболочки, окружающие солнечный шар. Для наблюдения этих оболочек и посылаются астрономические экспедиции в район полосы солнечного затмения.
Быстрое развитие радиотехники позволило пополнить дело исследования Солнца ещё одним очень ценным методом. Было обнаружено, что кроме лучей, изучаемых оптическими методами, Солнце излучает также и электро¬магнитные колебания с такими длинами волн, которые наблюдаются при помощи радиоприёмников. Правда, земная атмосфера пропускает радиоволны лишь в очень ограниченной области с длиной волны примерно от 1 см до 10 м. Наблюдение в этом интервале длин волн, осуществляемое при помощи особых радиоприёмников направленного действия, называемых иногда «радиотелескопами», доставляет нам ценную информацию о физических процессах, развёртывающихся во внешних слоях газовых оболочек Солнца.
Результаты своих наблюдений астрономы подвергают дальнейшему изучению и стараются по ним выяснить, в чём состоит наблюдаемое явление и какова его причина. Этим занимается теоретическая астрофизика — сравнительно молодая отрасль астрономии, развивающаяся за последнее время особенно быстро и плодотворно. Её отдельные разделы решают многочисленные и разнообразные задачи. Теория спектральных линий позволяет по наблюдениям солнечного спектра определять плотность, температуру и степень ионизации газов в различных слоях атмосферы Солнца, а также судить о химическом составе этих слоёв.
Теоретическая гелиофизика выясняет происхождение и условия возникновения различных явлений, наблюдаемых нами на солнечной поверхности. Она даёт нам возможность судить о состоянии внутренних частей солнечного шара, недоступных для прямого наблюдения. Наконец, дальнейшее развитие теории должно объяснить нам, как образовалось Солнце, как оно эволюционировало, как будет развиваться в будущем и откуда берётся та солнечная энергия, которая так щедро разливается в окружающее пространство. Правда, дать ответ на такие глубокие вопросы нелегко, и потому в наше время теория нередко вынуждена ограничиваться гипотезами и пред¬положениями. Можно даже сказать, что в области гелиофизики теория отстаёт от наблюдений: очень многие важные и давно известные факты остаются не объяснёнными. Но теоретическая гелиофизика быстро развивается и, вероятно, недалеко то время, когда основные вопросы, выдвигаемые наукой о Солнце, будут разрешены, и мы получим стройную теорию, описывающую строение Солнца и объясняющую наблюдаемые на нём явления.
Солнечный протуберанец в сравнении с нашей планетой
Источник
Наблюдение Солнца
Для покупки оптических приборов рекомендуем нашего партнера 4глаза.ру
В телескоп на Солнце можно посмотреть всего
два раза — сначала правым глазом, а потом — левым.
Наблюдение Солнца требует использования специального оборудования и специальной подготовки перед наблюдением. Это обусловлено тем, что Солнце имеет достаточно большую яркость, то есть, следовательно, светосила телескопа должна быть не очень большой. Хотя здесь следует отметить, что Солнце является не самой мощной звездой во Вселенной, а ее яркость обусловливается лишь близостью к Земле (поэтому наша Звезда светит 500 000 раз ярче полной Луны). Именно из-за этой яркости вредно и опасно для зрения наблюдать Солнце днем невооруженным глазом или обычным биноклем и телескопом. Для этого требуются специальные затемняющие светофильтры, которые приглушали бы солнечную яркость. Они устанавливаются перед объективом бинокля или телескопа. Хотя, несмотря на эффективность светофильтров, рекомендуется все же пользоваться другим способом наблюдения – проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран и изучать солнечные пятна, а также грануляцию и факелы на поверхности Солнца уже непосредственно с экрана. Таким образом, Солнце можно наблюдать, используя даже маленький любительский телескоп. 
Следует учитывать тот факт, что атмосфера Земли сильно мешает при наблюдении Солнца (как впрочем, и при наблюдении других космических объектов), так как большинство невидимых (а также видимых) излучений поглощаются воздухом и не достигают поверхности Земли. Поэтому, конечно, лучше всего наблюдать Солнце с высокой горы, где атмосферный слой гораздо тоньше. Недаром многие обсерватории расположены на большой высоте.
Теперь немного слов о специальных солнечных телескопах. Конструкция солнечного телескопа достаточно громоздка (иногда может достигать десятков метров!), поэтому вращать ее достаточно трудно. Хотя в этом и нет большой необходимости, так как положение Солнца на небе ограничивается поясом всего 46 градусов. Плюс к этому, часто солнечные телескопы делают неподвижными, а освещают их солнечными лучами с помощью вращающихся зеркал (такие зеркала вращаются вокруг оси, параллельной оси вращения Земли при помощи специального часового механизма). Современные телескопы, как правило, строятся в виде башни, на которой вверху устанавливаются подобные зеркала. Кроме телескопа и зеркал существует и другие дополнительные приборы для анализа полученных данных при наблюдения Солнца. Это, прежде всего спектрограф, в котором длина видимого спектра Солнца достигает десятка метров. Потом из всего этого спектра выбирается несколько узких областей, которые в свою очередь измеряются фотографическими и фотоэлектрическими методами.
Итак, теперь, после краткого обзора возможных приборов для изучения Солнца, можно перейти непосредственно к наблюдению. Сначала перед самим наблюдением следует определиться с диаметром диска Солнца (при использовании проекции на экран). Для этого нужно учитывать яркость изображение, которое дает конкретный телескоп. Наиболее удобным диаметров является, как правило, 15 см. Далее следует правильно навести телескоп на Солнце. Для этого обычно используют тень от телескопа на экране, при этом если тень прямая (а не искаженная), то Солнце будет находиться в поле зрения телескопа. При наблюдении Солнца через проекцию на экран следует заранее на этом экране нарисовать окружность необходимого диаметра, а потом уже отрегулировать экран так, чтобы изображение Солнца точно совпало с окружностью.
Далее идет подробная зарисовка диска Солнца (то есть зарисовка образований на диске). Только не стоит увлекаться мелкими деталями, чтобы не напутать с масштабом. Здесь же нужно включить описание атмосферы. Например: «небо чистое без облаков, Атмосфера спокойная дрожания изображения нет». Зарисовав отдельные детали, нужно их пронумеровать, а на самом общем изображении Солнца отметить ориентацию по сторонам горизонта, а также суточную параллель. 
При последующем анализе наблюдений удобно использовать таблицу с шапкой, состоящей из следующих граф:
- дата
- время
- g — количество групп пятен
- grfp — количество пятен с полутенями в группах
- grfn — количество пятен без полутеней в группах
- efp — количество одиночных пятен с полутенями
- efn -количество одиночных пятен без полутеней
- W — индекс Вольфа рассчитывается по формуле W=R(10*g+f), f — общее количество пятен.
- Is — индекс INTER SOL рассчитывается по формуле Is= g+grfp+ grfn+ efp+efn
- R — коэффициент пропорциональности
Следует помнить, что помимо зарисовок пятен, следует проводить их классификацию, которых в мире существует две: классификация по Цесевичу, Цюрихская классификация. Можно выбрать любую из них.
| Классификация по Цесевичу | Цюрихская классификация | ||
| Класс | Описание | Класс | Описание |
| I | Бурно растутщая группа пятен | I | Униполярная группа пятен без полутеней |
| II | Не очень бурно растущая группа пятен | II | биполярная группа без полкутеней |
| III | Группа не изменяет своих размеров | III | Биполярная группа с полутенью у одного пятна на конце вытянутой группы (размер менее 5°) |
| IV | Группа уменьшается в размерах | IV | Биполярная группа с полутенями на обоих концах (длинна по долготе не более 10°) |
| V | Быстро уменьшающаяся группа | V | Длинна по долготе 10-15° |
| VI | Длинна по долготе более 15° | ||
| VII | Униполярная группа с полутенью и мелкими пятнами на расстоянии менее 3° от полутени основного пятна — остатки старой группы | ||