Солнце через телескоп


Среди любителей-астрономов есть очень популярная шутка — на Солнце в телескоп можно посмотреть только дважды: один раз правым глазом, второй раз — левым. Американский ученый Марк Томпсон провел эксперимент, подставив к глазу свиньи телескоп, обращенный к светилу. Дело в том, что глаза людей и парнокопытных похожи по своему строению. Буквально через полминуты ткани глазного яблока у животного обгорели в результате воздействия солнечных лучей. На людях Томпсон экспериментировать не стал.

Наука не стоит на месте, разработчики современных оптических приборов создали множество телескопов, которые позволяют увидеть всю красоту Галактики, в том числе богатство морфологии изменчивой поверхности звезды по имени Солнце, (оставаясь при этом зрячими). Одними из самых доступных телескопов для людей, выбравших для себя такое хобби, как астрология, являются приборы фирмы Coronado.

Характеристики Coronado PST H-alpha

Солнечный телескоп Coronado PST относительно компактный и бюджетный из всех имеющихся моделей этой марки. Он предназначен для наблюдения за внешней оболочкой Солнца — хромосферой. Главное преимущество прибора в том, что он не требует долгой и сложной установки, можно поместить его на обыкновенный штатив от фотоаппарата и приступить к работе.


Габариты солнечного телескопа Coronado PST составляют около 40 сантиметров в длину; его вес — 1,5 килограмма. Ценник на «малыша» по сравнению с другими приборами этой фирмы очень низкий: варьируется в пределах 90 тысяч рублей. Согласитесь, сказочное предложение, учитывая его особенности.

Компания Meade Instruments — является пионером на рынке оптической техники, поэтому модели их телескопов подойдут даже людям, не имевшим ранее никакого отношения к астрономии. Стоит отметить также уникальность технологии компании MEADE- Coronado. В том числе и узкополосной резонатор Фабри-Перо, расположенный перед объективом. Он обеспечивает полосу пропускания световых волн менее 1 Ангстрема (≈ 10−10 м) в линии водорода H-alpha. Ахроматический объектив составляет 40 мм, а фокусное расстояние — 400 мм. В комплект также входят рассеивающая и собирающая плоско-вогнутые линзы с диаметрами 20 мм и одним фокусным расстоянием в 200 мм. Пентапризма размещена в приборе для возможности фокусировки и фильтрации света. Блокирующий фильтр размером 5 мм позволяет построить изображение объекта с угловым диаметром в полградуса.  Еще в Coronado внедрена система термостабилизации, которая не дает перемещаться полосам пропускания, иными словами, дрейфовать им, поэтому картинка сохраняется четкой вне зависимости от температуры воздуха и нагрева телескопа на свету.

Что можно увидеть с помощью телескопа Coronado PST


К примеру солнечный телескоп Coronado, позволяет зафиксировать край солнечного диска, как во время полного затмения с красной бахромой факелов и не менее яркими арками протуберанцев. Лучше всего наблюдения за звездой проводить в ясный день. Тогда вашему взору предстанет все многообразие красок светила: мерцающие и светящиеся участки активных зон, и более темные, зернистые волокна спокойных частей поверхности. Справедливости ради стоит отметить, что при сборке телескопа разработчики учли все нюансы, в том числе и безопасность линз, поэтому владельцу прибора не стоит беспокоиться о зрении, так как он блокирует излишнюю засветку.

Несмотря на огромное количество положительных моментов, эта марка солнечного телескопа имеет и ряд технических недостатков. К примеру, малая апертура, иными словами, диаметр объектива, ввиду чего уменьшается его разрешающая способность. Вследствие того же параметра «хромает» максимальное увеличение объектов (до 45 крат). Еще один существенный минус — невозможность фотографирования, а точнее низкое качество «выхода» картинки по причине малого выноса фокуса. Поэтому для бинокулярного изображения требуется покупка биновьюверов, которые помогут увеличить входной зрачок портативного солнечного телескопа Coronado PST.

Celestron 102 SLT + Сoronado PST


Чтобы сфотографировать изображение поверхности Солнца, рекомендуется приобрести хромосферный телескоп Coronado в связке с водородным телескопом Celestron 102 SLT. Вам понадобится только его труба. Их стыковка позволит увидеть на Солнце и запечатлеть на фотоаппарат различные процессы: вспышки, выбросы, различные световые волокна. Сборка должна проходить следующим образом: объектив водородного телескопа Celestron 102 SLT + линза-гомаль с фокусным расстоянием 300 мм + Coronado PST H-alpha. В результате линза превращает сходящиеся лучи трубы Celestron в параллельный пучок, который далее входит в объектив хромосферного телескопа.

Благодаря данной «склейке» приборов можно отследить за протуберанцами в динамике — зрелище необычайно красивое.

Источник: kosmogid.ru

Светофильтры

Светофильтр, в общем и целом — это стекляшка, которая задерживает большинство световых лучей, главным образом путем частичного отражения. В наблюдениях невооруженным глазом можно пользоваться простым сварочным стеклом, которое в некотором роде обладает всеми свойствами простейшего светофильтра. Так можно без риска ослепления наблюдать, например, солнечные затмения. Но вот детали солнечной поверхности разглядеть не удастся.


Солнце через телескоп В бинокль можно увидеть крупные солнечные пятна, которые в большом количестве появляются в годы максимума солнечной активности (последний такой максимум был в 2001 году, а следующий будет примерно в 2012 году). В телескоп будут видны пятна и поменьше, которые имеются на Солнце уже сейчас. Также будут видны светлые образования — факелы. Причем пятна и факелы на Солнце каждый день образуют разную картину: появляются новые, исчезают старые, сама звезда вращается вокруг своей оси.

Чтобы увидеть всю эту красоту, можно использовать светофильтры, которые идут либо в комплекте с телескопом, либо же приобретаются отдельно в магазинах фотооборудования и специализированных астрономических магазинах.

Фильтры бывают двух типов: окулярные и апертурные. Окулярный светофильтр — это темное стеклышко, которое вставляется перед окуляром (или в систему окуляров). Плюсом окулярных светофильтров является малый размер. Минусов же у них намного больше. Дело в том, что они сильно нагреваются в процессе наблюдений и могут треснуть. Получается так потому, что их помещают в окуляр, где излучение Солнца собирается оптической системой и нагревает фильтр и саму оптику. Так что лучше применять другие методы наблюдения.

Апертурный светофильтр. Например, использовать апертурный светофильтр.
ертура — это ширина объектива телескопа, и такой фильтр, как ясно из названия, надевается прямо на объектив. Апертурный светофильтр — это пленка, которая отражает большую часть световых лучей. Она может быть сразу зафиксирована в ободе, который можно надеть на объектив, или продаваться лоскутами, из которых можно вырезать участок под конкретный телескоп. Второй способ требует некоторой работы руками, зато и стоят такие пленки дешевле.

Этот светофильтр хорош тем, что практически не нагревается. И потому риск порчи уменьшается, а безопасность увеличивается. Правда, пленка может порваться при неосторожном использовании, поэтому обращаться с ней нужно аккуратно. Наблюдения Солнца в телескоп с апертурным светофильтром, на мой взгляд, самые удобные. Когда не хочется тратить деньги на фильтр, на помощь приходит альтернативный способ.

Проецирование на экран

В небольшой телескоп или бинокль можно наблюдать Солнце с помощью весьма интересного метода: солнечные лучи, проходя через прибор, фокусируются, а потом рассеиваются.

Солнце через телескоп Если навести бинокль на Солнце (только, разумеется, не смотреть в него) и поставить в нескольких десятках сантиметров от окуляра лист бумаги, то на этом листе бумаги появится изображение. Практически как в кино. Если настроить резкость, то будет виден солнечный диск с пятнами на нем. Чтобы отличить пятна от пылинок, достаточно подвигать прибор, не теряя светило из поля зрения. Пылинки будут менять свое место относительно Солнца, а солнечные пятна будут сохранять свое положение на диске.


Опишем всю процедуру наблюдения Солнца, например, в мощный бинокль. Вначале нам нужно сделать подставку, такую, чтоб можно было навести прибор на звезду и зафиксировать его в таком положении. Для этого можно на стул, стремянку или еще что-нибудь положить бинокль, а потом подкладывать под него книги так, чтоб создать определенный угол. Наводить на Солнце можно по тени от прибора. При наличии небольшого опыта все это займет пару минут.

Далее нужно разобраться с экраном. Для этого на расстоянии в 20−30 сантиметров помещаем любую фанерку, доску или еще что-нибудь с листом бумаги, на который должен будет проецироваться диск Солнца. Если все сделать верно, то на экране появится диск несколько сантиметров в диаметре. Отрегулировав резкость, можно добиться видимости четких краев.

Но тут возникает проблема — наш экран освещается Солнцем не только через бинокль, но и просто так — возникает засветка. Нужно сделать следующее: взять плотный лист бумаги и вырезать в центре отверстие диаметром с окуляр бинокля. Потом этот лист надеть на окуляр. И все: экран в тени, но на этой тени проецируется диск Солнца, на котором можно будет различить пятна (если, конечно, имеется определенная солнечная активность).

Проецирование в телескоп еще проще, так как монтировка телескопа позволяет фиксировать его в определенном положении. Но опять повторюсь — очень мощные телескопы могут так нагреться, что солнечный луч начнет плавить сам телескоп.

А можно как-нибудь попроще?


У многих из вас возникнет этот вопрос. Не у всех есть оптические приборы и время для наблюдений, а даже если все это и есть, то порой в теплый солнечный денек лень колдовать у телескопа. Или все небо затянули тучи! Выход есть и в этом случае: в интернете существуют сайты различных солнечных обсерваторий, которые вывешивают результаты своих наблюдений: снимки, видео, диаграммы и т. д. — практически в реальном времени.

Например, могу посоветовать сайт космической обсерватории «SOHO»: http://sohowww.estec.esa.nl. Здесь можно посмотреть снимки Солнца за прошедшие часы, сутки, месяцы и годы, поглядеть на уровень солнечной активности. Автоматическая космическая обсерватория все время нацелена на нашу звезду, так что можно видеть Солнце даже ночью!

Более того — можно посмотреть его и в инфракрасном диапазоне, увидеть огромные всплески Солнечной материи — протуберанцы, проследить движение комет, пролетающих рядом, и многое другое. Сайт на английском языке, но для того, чтоб смотреть пятна, его знание не требуется.

Пожалуй, это все, что я хотел вам сказать в этой статье. Конечно же, есть еще множество нюансов и особенностей, для описания которых требуется целое практическое руководство. Надеюсь, что пробудил интерес к наблюдениям Солнца и доступно пояснил некоторые основные моменты. И в заключение пожелаю успехов в астрономических наблюдениях!


Источник: ShkolaZhizni.ru

    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.
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.

Солнце через телескоп
Солнце через телескоп

    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.
ая, 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.

Солнце через телескоп
Солнце через телескоп

    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).

Cостояние атмосферы по облачности Характеристика качества атмосферы
Балл Описание Балл Описание
I Небо чистое без облаков I Атмосфера спокойная дрожания изображения нет
II Слабая облачность, тучи занимают не более 15-25% II Заметно легкое дрожание изображения
III Переменная облачность, облака занимают 30-60% III Дрожание среднее, мелкие детали еще различимы, заметна легкая рябь по лимбу
IV Сильная облачность, облака занимают 60-80% IV Сильное дрожание. замываются мелкие и плохо различимы детали средних размеров
V Сплошная облачность. облака занимают более 85% V На диске практически неразличимы детали, сильная рябь по лимбу, изображение скачет
Таб.1 Атмосфера по облачности Таб.2 Характеристика качества атмосферы
 
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
Таб.4 Классификация по Цесевичу Таб.5 Цюрихская классификация
 
Яркость факельного поля Характеристика вида факела
Класс Описание Класс Описание
I Слабый еле видный факел I Однородное факельное поле
II Заметный факел II Поле с волокнистой структурой
III Уверенно видимый вакел III Поле с точечной структурой
IV Яркий факел
V Очень япкий факел
Таб.6 Яркость факельного поля Таб.7 Характеристика вида факела

    Что мы увидим? Первое — это группы пятен. Затем на краю диска Солнца мы заметим, что яркость изображения меньше, мы увидим яркие факелы. Теперь нам надо с максимальной точностью зарисовать все образования на диске Солнца. Поэтому мы будем зарисовывать непосредственно с изображения, то есть лист будет лежать на экране. на нем будет спроецировано изображение Солнца, и мы будем точно обводить все образования на солнечном диске. Теперь нам надо провести суточную параллель. Для этого отмечаем положение какого-либо пятна, в близи солнечного экватора в нескольких точках по мере смещения солнечного диска. Отмечу, что зарисовку мы ведем при постоянном гидировании, или включенном часовом механизме, а суточную параллель отмечаем при не подвижном телескопе (Рис. 13). Теперь надо отметить положение севера, юга, запада и востока. Запад — это то направление, куда смещается диск Солнца при остановке гидирования. Север будет находиться в том же направлении, что и северный полюс Земли.
    После того, как мы закончили зарисовку всего диска Солнца, нам надо сделать подробную зарисовку групп пятен по отдельности. Здесь уже можно не использовать экран, а, надев солнечный фильтр, проводить визуальные наблюдения, делая зарисовку по памяти, так как тут не так важна точность положения и не большая погрешность, характерная для таких наблюдений допустима. Главное — как можно подробнее зарисовать группу пятен. Для этого следует поменять увеличение телескопа на большее. Для характеристики атмосферы следует разработать бальную систему оценки. Я использую следующую систему двух классификаций оговаривающих, как облачность, так и спокойствие атмосферы. Так же следует отмечать различные нюансы, для чего должна быть графа «примечания». Теперь поговорим о том, как следует оформлять свои наблюдения. Необходимо составить специальный бланк. Он имеет две стороны. На лицевой стороне бланка расположены: данные о наблюдении; условия наблюдений; характеристика диска Солнца и зарисовка диска. Для примера я приведу «шапку» своего бланка:

Солнце через телескоп
Солнце через телескоп

    В «шапке» имеются следующие обозначения; 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; 1s — индекс INTER SOL рассчитывается по формуле Is= g+grfp+grfn+efp+efn: R — коэффициент пропорциональности.
    Помимо подробных зарисовок следует производить классификацию пятен по любой выбранной вами классификации. Либо Цюрихкскую классификацию, либо можно использовать классификацию Цесевича. Теперь, после того как мы закончили первый этап, перейдем к обработке. Для начала классифицируем образования на Солнце. Лично я использую обе эти классификации. Отмечая для каждой группы классы, как по Цюрихской классификации, так и по классификации Цесевича. Так же следует описать яркость факельного поля и его характеристики. Очень важной частью регулярных наблюдений нашего дневного светила является измерение гелиографических координат пятен. Задача эта требует высокой точности зарисовки. Для измерения координат и используются специальные гелиографические координатные сетки (они приведены в приложении 2). Так как Земля вращается вокруг Солнца, а ось вращения Солнца не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, мы видим полюса Солнца в разных точках диска. Причем иногда можно видеть оба полюса, иногда какой то один.
    Причем при этом солнечный экватор может проходить то южнее, то севернее центра солнечного диска. Расстояние между солнечным экватором и центром солнечного диска измеряется в гелиографических градусах и называется гелиографическая широта центра диска (В0). В зависимости от значения В0 выбирается та или иная гелиоргафическая сетка. Сетки бывают в нескольких видов (0,00; +- 1,00; +-2,00; +- 3,00; …. +-7.00). Кроме гелиографической широты центра солнечного диска необходимо знать угол, между направлением экватора и суточной параллели (Р). Этот угол бывает положительным, если восточный край суточной параллели расположен севернее от экватора и отрицательным если южнее. Еще одной необходимой величиной является гелиографическая долгота центрального меридиана (L0).
    Величина В0, как и величины L0, Р0, d (угловой видимый диаметр солнечного диска) берутся из астрономического календаря. Рассмотрим подробнее как определять координаты образований на Солнце. Для удобства сетки надо напечатать на прозрачном матеаиале, в таком масштабе, что бы диаметр сетки, был равен диаметру зарисовки. Причем, лично я не советую делать сетку напечатанной прямо на зарисовке, то есть проводить зарисовку на сетки, так как это более затратно, да и иногда пятно может попасть на линию сетки, что может привести к «потере» пятна. Во-первых, выберем подходящую сетку, согласно величине В0, округлив ее до целого. Допустим значение В0 равно -3,21, значит нам подходит сетка В = — 3°. Для того, чтобы правильно наложить сетку мы определяем положение солнечного экватора. Как это сделать? Нам известно положение суточной параллели и известен угол между ней и экватором. По этому углу мы и находим положение солнечного экватора. Для удобства на краях сетку и приведены градусные деления. Допустим значение Р у нас равно — 26,03, значит экватор с восточной стороны будет на 26,03 севернее суточной параллели. Построив угол Р с вершиной в центре солнечного диска мы получаем положение солнечного экватора.

Солнце через телескоп
Солнце через телескоп

    Мы разместили гелиографическую сетку. Теперь нам надо интерполировать значение L0 для времени наблюдений. В календаре оно приводиться для 0h всемирного времени. НЕ ЗАБУДЬТЕ ПЕРЕВЕСТИ ДАННЫЕ КАЛЕНДАРЯ ИЗ ВСЕМИРНОГО ВРЕМЕНИ К МЕСТНОМУ. Как интерполировать? Допустим, что 2-го апреля, LO равно 134,54, а 3-го апреля — 122.21, то есть за сутки величина LO уменьшилась на 12,33 (обозначим dL) Отсюда не сложно определить долготу центрального меридиана для момента наблюдения. Допустим, мы наблюдаем в Москве в 12 ч 43 мин по московскому времени, значит, по всемирному времени это будет (не забудем, что в апреле время летнее и разница между московским и всемирным временем составляет 4-е часа. тогда как для зимнего времени 3 часа). 8 ч 43 мин. Это составляет 0,36 (всего 24 часа, 8 ч 43 мин — это 8, 75 часа, значит 8, 75 / 24 = 3,64) в долях суток (обозначим i). Отсюда можно найти значение L в момент наблюдений: LH = L0 — dL*i= 134.54-12.33*0.36=130,10
    Долготы растут с востока на запад, значит, для пятен в восточной полусфере мы должны из Lн вычесть их угловое расстояние до центрального меридиана (меридиан, проходящий через центр сетки), а для пятен в западной полусфере прибавить к Lн угловое расстояние до данного пятна. Теперь нам необходимо определить площади групп пятен, крупных пятен, и факелов (факельных полей). Основная сложность здесь в том, что из-за сферичности Солнца образования на краях диска будут несколько вытянуты вдоль поперечника и меньше вдоль солнечного радиуса. Для определения истинного размера существует простая формула. Для направления радиуса: dист = dнабл * R/r. Где: R — радиус изображения диска Солнца; r — расстояние объекта от центра солнечного диска в тех же единицах, что и радиус. Для направления перпендикулярному радиусу направлению: Sист = Sнабл * R/r.
    Sнабл можно измерять в квадратных секундах дуги. Если, вы измеряете площадь в гелиографических градусах, то исправление производиться автоматически, так как сетка координат так же имеет искажение. Нужно только помнить, что одим квадратмый градус, равем 1,5*108км2. На практике я поступаю так. Сначала измеряю площадь в квадратных миллиметрах. Затем, используя сведения о масштабе изображения Солнца и расстоянии пятна от центра диска, можно перейти к квадратным километрам на Солнце. Диаметр Солнца, как известно. 1 392 000 км, а диаметр зарисовки 15 см, или 0.00015 км. Получаем, что в одном сантиметре у нас 9 280 000 000 см, или 92 800 км.

Приблизительные отношения размеров пятен на зарисовке с реальными размерами
Размер на зарисовке, мм Диаметры Размер на зарисовке, мм Диаметры
км с км с
0,7 9350 9,6 3,25 41700 57,6
1,25 12940 19,2 3,75 48650 67,2
1,75 20850 28,8 4,25 55600 76,8
2,25 27800 38,4 4,75 62550 86,4
2,75 34750 48,0 5,25 69500 96,0

    Теперь поговорим о фотографических наблюдениях Солнца. Фотографирование имеет то преимущество, что время, затрачиваемое на наблюдение, сокращается в разы. Но есть и недостатки. Основным из них является то, что наша атмосфера не стабильна и слабые пятна видны не постоянно, они могут, то появляться, то замываться. Это вынуждает нас делать серию снимков. Кроме того, при легкой переменной облачности, часть диска может быть закрыта, что вынудит нас ждать, пока откроется весь диск, тогда как при зарисовывании, мы можем работать на открытом участке диска. Но, тем не менее, все больше астрономов-любителей используют фотографию. для регулярных наблюдений Солнца. Особенно это удобно с появлением цифровой фотографии. Как же правильно наблюдать Солнце. Сделав серию снимков, надо выбрать из них тот, на котором отображены все пятна, и вставить его в такой же бланк, как и при визуальных наблюдениях. Подробное фотографирование групп пятен, делается при большем увеличении. Теперь стоит определить суточную параллель. Это можно сделать, так же как и при визуальных наблюдениях. Только вместо того, что бы отмечать одно и то же пятно по мере движения солнечного диска, необходимо на неподвижном телескопе сделать два — три кадра. Затем сложить эти кадры в один (Рис 10). Либо просто сделать несколько экспозиций на один кадр. Затем суточную параллель переносим на снимок Солнца. В остальном все измерения и расчеты проводиться так же. как описано выше.

Источник: galspace.spb.ru

Наземный солнечный телескоп Национального научного фонда США (NSF) Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) сделал самые детальные снимки поверхности солнца в истории. На них впервые видны объекты размером до 30 километров.

01.
Солнце через телескоп

02.
Солнце через телескоп
Фото отсюда

Этот же снимок можно увидеть в более высоких разрешениях — 26 мегабайт, 321 мегабайт.

03. Гифка.

Видео отсюда

Это же видео можно посмотреть в более высоких разрешениях — 397 мегабайт, 2,21 гигабайта.

Еще несколько видео можно посмотреть здесь.

По мнению NSF, полученные данные помогут ученым продвинуться в понимании и прогнозировании активности солнца. На сделанном снимке виден крупный план поверхности Солнца с «кипящей» плазмой. «Клетчатая структура» поднимается изнутри звезды, уходя внутрь на внешней стороне. Таким образом энергия курсирует из внутренних областей в периферию. <…>

DKIST находится на Гавайях, на вершине спящего вулкана Халеакала. С помощью него ученые планируют построить полную карту поверхности звезды и ее атмосферных полей и короны, а также объяснить вспышки на поверхности Солнца.

«Коммерсант»

«Магнитное поле светила пока остается главным камнем преткновения для нас. Для раскрытия всех важнейших тайн Солнца мы должны не только рассмотреть его мельчайшие детали с расстояния в 150 млн км, но и очень точно измерить силу и направленность магнитного поля как у поверхности, так и в окрестностях раскаленной атмосферы светила», — отметил руководитель проекта DKIST Томасс Риммеле, чьи слова приводит пресс-служба NSF.

Солнце представляет собой шар из кипящей плазмы, верхние слои которого постоянно «перемешиваются», что в сочетании с высокой электропроводностью его материи создает сильное магнитное поле. Линии этого поля часто выходят за пределы более плотных слоев Солнца и разрываются, что приводит к появлению пятен, вспышек и мощных корональных выбросов, потенциально способных уничтожить цивилизацию и всю жизнь на Земле.

Ученые пока не могут точно сказать, как именно возникают все эти катаклизмы, а также раскрыть причины того, почему атмосфера светила в несколько тысяч раз горячее его поверхности. Вдобавок пока непонятно, как рождается солнечный ветер, мощный поток горячего газа, постоянно выбрасываемого Солнцем.

Отсутствие понимания природы всех этих феноменов, как отметил Риммеле, связано с тем, что для ответа на все эти астрофизические загадки нужно «видеть» то, как устроено магнитное поле светила у его поверхности в самых мельчайших деталях.

<…>

Несколько дней назад астрономы получили первые пробные снимки при помощи DKIST. Они подтвердили, что этот телескоп может получать фотографии поверхности Солнца с тем качеством, которое необходимо для раскрытия всех важнейших тайн светила. На них, по словам Риммеле, можно увидеть то, как «бурлит» плазма светила в ячейках размером с крупные европейские государства, а также рассмотреть особенности устройства магнитного поля Солнца в окрестностях подобных зон.

ТАСС

Источник: varlamov.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.