Введение

Когда я впервые навел свой телескоп на Солнце, я хотел просто посмотреть на солнечные пятна, факелы, тогда я даже и не думал, что Солнце станет для меня, что называется, увлечением всей жизни. Гораздо позже я узнал о том, что есть индексы активности, что наблюдения нашего дневного светила – это настоящая, ответственная работа, которая требует большой отдачи, доставляя при этом огромное удовольствие. Даже теперь, когда жизненные обстоятельства не дают мне возможность проводить регулярные наблюдения Солнца, я не упускаю возможности взглянуть на него. Конечно же, астроному-любителю доступно много объектов дальнего космоса, планет и их спутников, комет, но почему-то только когда я наблюдаю, Солнце я испытываю то самое ощущение, какое испытывал, когда первый раз навел свой телескоп на него.

Начиная эту статью, я ставил перед собой задачу - помочь начинающим наблюдателям Солнца правильно организовать свою работу. По мере возможности я постараюсь наиболее полно рассказать о методах наблюдения нашего дневного светила, об оборудовании, которое необходимо для этого, все то, что необходимо знать для того, что бы вести регулярные наблюдения Солнца, и получать хорошие результаты, такие, которые можно использовать в научной работе.

Конечно же, на эту тему существует масса материалов, статей и литературы. Но, как правило, они либо поверхностные, либо чрезмерно углубленные. Я же, в свою очередь, попытаюсь раскрыть эту тему в той мере, которая необходима астроному-любителю, не углубляясь в физику Солнца и в методику сложных наблюдений, требующих более сложного оборудования.

Кратко о Солнце

Для начала давайте еще раз вспомним, что же представляет собой Солнце.

Солнце освещает и согревает нашу планету. Без этой энергии была  бы не возможна жизнь на нашей планете, не только человеку, но и всей флоре и фауне, которые нас окружают. Солнце – главный  источник энергии, питающий происходящие на Земле процессы. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц постоянно оказывают влияние на жизнь нашей планеты.

Рис. 1. Вращение Солнца.



Солнце – большой и массивный плазменный шар. Диаметр его 1 392 000км. Вещество на Солнце находиться в особом состоянии – состоянии плазмы, когда электроны оторваны от атомов, то есть атомы ионизированы.

Наблюдения Солнца показали, что оно вращается вокруг собственной оси причем вращение это не равномерно. У полюсов Солнце вращается медленнее, чем у экватора. Скорость вращения Солнца у полюсов один оборот за 27 суток,  у экватора Солнце совершает оборот за 32 суток.  Видимый угловой размер Солнца колеблется от 31'32 до 32'36. Видимая звездная величина - 27,7m.

Строение Солнца.

Рис. 2. Строение Солнца и температура в различных слоях



Источником энергии Солнца служат ядерные реакции, протекающие в его центральной части – ядре.

При этих реакциях происходит синтез атомов водорода в атом гелия с выделением энергии. Над ядром Солнца находиться зона лучистого переноса энергии, или зона радиоактивности. Здесь происходить процесс переноса энергии излучаемой ядром в вышележащие слои путем поглощения этой энергии последующего ее переизлучения с постепенным увеличением длинны волны по мере понижения температуры.  Выше находиться конвективная зона, где энергия переноситься путем конвекции вещества. Конвекция – перемещение тепла и энергии внутри области заполненной жидкостью или газами, либо в сыпучей среде вследствие перемещения вещества этой среды.

Над конвективной зоной находиться нижний слой солнечной атмосферы – фотосфера. Именно ее мы видим, когда наблюдаем наше дневное светило. Первое, что сразу бросается в глаза, это потемнение диска солнца к лимбу, который очень резкий. Объясняется это так. Излучение, идущее из центра диска, приходит к нам из более глубоких слоев фотосферы, где температура выше, а на лимбе излучение приходит из верхних слоев фотосферы, где температура ниже. Температура фотосферы около 6000ºК градусов.

Выше расположен следующий слой солнечной атмосферы – хромосфера. Яркость хромосферы на много меньше, чем у фотосферы, поэтому ее наблюдение возможно  проводить только при полных солнечных затмений, в виде красного ободка вокруг лунного диска, либо при помощи специальных приборов. Протяженность хромосферы порядка 15000 км.

Рис. 3. Строение Солнца



Внешним слоем атмосферы Солнца является солнечная корона. Яркость солнечной короны в миллионы раз меньше, чем фотосферы. Потому, наблюдения солнечной короны, возможны только при полных солнечных затмений, либо при использовании специальных приборов -  называемых внезатмнными коронографами. В последнее время получена масса снимков короны при помощи космического телескопа «SOHO». Резких очертаний корона не имеет обладая неправильной формой меняющейся в зависимости от одиннадцатилетнего цикла солнечной активности. Яркость короны уменьшается в десятки раз по мере удаления от Солнца на величину его радиуса. Корона имеет лучистую структуру. Особенно характерна структура, временами, наблюдаемая у полюсов – короткие прямые лучи образуют так называемые полярные щеточки. Наиболее яркая часть короны, удаленная от края солнечного диска не более, чем не один радиус Солнца называется внутренней короной. Остальную, весьма протяженную, часть называют внешней короной.

Химический состав Солнца.  Теперь давайте поговорим о Солнце как о звезде. Простому обывателю кажется, что Солнце это нечто такое… огромное… самое большое тело во вей вселенной, но это отнюдь не так. Солнце в семействе  звезд занимает место карлика. Если говорить точнее наше дневное светило – желтый карлик спектрального класса G₂. Судя по спектральному классу, температура фотосферы Солнца около 6 000 К. В составе преобладает водород, второе место занимает гелий. Имеются в составе металлы. Преобладающим элементом в составе солнца является водород (около 70% от общей массы). Второе место занимает гелий(около 29% от общей массы) на остальные элементы приходиться порядка 1%.

Рис. 4. Химический состав Солнца



Активные образования на Солнце. Поговорим о тех образованиях, которые можно наблюдать на Солнце подробнее. Активные области – области, в которых наблюдается изменение мощности магнитного поля Солнца и как следствие, усиленное движение газов, изменение характера этих движений. В этих областях возникают пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы и т.п. Активные области излучают больше энергии, больше корпускул, ультрафиолетовых, рентгеновских лучей. В короне активные области связанны с проявлениями активности в нижележащих слоях солнечной атмосферы. В короне наблюдаются корональные конденсации и корональные дыры. Структура короны определяется расположением и движением в ней силовых линий магнитного поля, которое увлекает с собой плазму, образующую структуру короны.

Грануляция. Визуальные и фотографические наблюдения, выполненные во время особенно хорошего состояния земной атмосферы, позволили обнаружить довольно тонкую структуру фотосферы, представляющую собой светлые образования (гранулы) с темными промежутками. Эту структуру назвали грануляцией. Видимые угловые диаметры гранул составляют примерно 1" дуги, что равняется приблизительно 1000 км. Каждая отдельная гранула существует порядка 5 – 10 минут, после чего она исчезает , а на ее месте появляется новая. Грануляция – видимое проявление конвективных токов. Контраст гранул равен 20 – 30%, что соответствует разнице в температуре, порядка 300 К.

Иногда гранулы образуют так называемые скопления гранул. Грануляция одинакова на всех гелиографических широтах

Солнечные факелы.  В невозмущенных областях фотосферы имеется магнитное поле Солнца, напряженность которого около 1 эрстеда. В активных областях напряженность магнитного поля уменьшается. В таких областях образуются более яркие о сравнению с общим фоном образования называемые солнечными факелами. Лучше всего факелы видны на лимбе солнечного диска, а ближе к центру не видны вообще. Солнечные факелы – относительно устойчивые образования, связанные с локальным уменьшением напряженности магнитного поля Солнца и вызванным этим усилением конвекции.  Факелы, как правило, объединяются в факельные поля.

Рис. 5. Группа пятен



Солнечные пятна. В областях факелов с небольшим усилением магнитного поля могут возникать, так называемы солнечные пятна. У крупных пятен довольно сложная структура. Пятно состоит из центральной части - тени (ядра) и окружающей ее в большинстве случаев более светлой полутени, имеющую волокнистую структуру. Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Все явления сопровождаются плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед. Центральная часть пятна только кажется черной из-за большей яркости окружающей фотосферы. На самом деле в центре пятна яркость меньше яркости окружающей фотосферы  всего лишь в 2 – 3 раза, а яркость полутени составляет примерно три четверти от яркости фотосферы.  Обычно, пятна возникают группами и занимают небольшую по площади область, вытянутую вдоль экватора. Два пятна, как правило, появляются  на западном и восточном краях активной области, где сильнее других развиваются. Эти  пятна будут в группе главными. Их называют ведущим (головным или западным) и ведомым (хвостовым или восточным). К ним примыкают более мелкие пятна. Магнитные поля этих пятен имеют противоположенную полярность.  Таково устройство наиболее распространенного типа групп пятен. Вообще группы пятен бывают:

Спикулы - отдельные тонкие (диаметр около 1000 км) столбы светящейся плазмы в хромосфере, видимые при наблюдении Солнца в линиях водорода, гелия и некоторых других элементов, которые наблюдаются на лимбе или около него. Спикулы поднимаются из хромосферы в солнечную корону до высоты 6-10 тыс. км, их диаметр 200-2000км как правило  порядка 1000 км в поперечнике и 10000 км в длину, они меняются очень быстро; время их жизни составляет от пяти до десяти минут, Поднимаясь из хромосферы со скоростью около 20 км/с; затем они падают обратно и затухают. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул. Распределение спикул на Солнце неравномерно - они концентрируются на границах ячеек супергрануляции.

Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость, причем контраст между возмущенной и не возмущений хромосферой растет с высотой.  Эти более яркие области хромосферы называются флоккулами.

Рис. 6. Солнечная вспышка



Хромосферные вспышки. В хромосфере, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярностей сильных магнитных полей, наблюдаются  самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности – хромосферные (солнечные) вспышки.  Во время этих явлений яркость одного из флоккулов внезапно увеличивается во много раз во всех областях спектра. Затем в течении десятков минут свечение постепенно ослабевает. Внезапное увеличение свечения газов во вспышке так же объясняется увеличением плотности вещества. Однако в отличии от флоккула это увеличение происходит в сотни и даже тысячи раз. Внезапность процесса придает ему характер взрыва.  Происходящее во время вспышки сжатие хромосферного вещества, вызываемое давлением магнитных полей, изменяющихся при развитии пятен. Поэтому вспышки сопровождаются увеличением потока космических лучей, образуются частицы (корпускулы) обладающие и меньшими скоростями, главным образом  около 1 000 км/сек. Они образуют корпускулярные потоки (излучение).

Рис. 7. Протуберанец



Протуберанцы.

Активные образования формирующиеся в хромосфере и наблюдаемые в короне в виде «фонтанов» дуг и т.п., представляющие собой облака раскаленного газа. Чаще всего это удлиненные плотные образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск они выглядят как темные, изогнутые волокна. Это наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере их длинна достигает сотен тысяч километров, хотя ширина не превышает 10000 км. Через протуберанцы происходит обмен вещества между хромосферой и короной. Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связанно с эволюцией групп солнечных пятен.

Немного об оборудовании

Перед тем как рассказать собственно о наблюдениях Солнца, давайте остановимся на том, какое оборудование стоит применять для этого.

Рис.8. Ход лучей в телескопе



Основным назначением телескопа является собрать как можно больше света от источника. Все небесные тела находятся от нас так далеко, что пучок света, идущий от любого из них можно считать параллельным. Мы способны видеть звезды не слабее 6m, потому, что наш глаз не может получить достаточное для регистрации количество света, от более слабых объектов. Причина этому в том, что наш зрачок, 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 20см, 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 25см, 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 150км.  Объектив телескопа позволяет нап 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 минимальное угловое расстояние, на котором два объекта 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 9.

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 1кг, но один площадью в 1метр, а другой в 10см 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 люьой 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.

Рис. 10. Схема целостатной установки



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 длиннофокусныхтелескопов, 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 10.

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 не подвижного зеркала –собственно целостата (рис. 11.).

Рис. 11. Взаимное расположение целостата и подвижного зеркала (слева – летом, справа- зимой)



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.

Солнечная активность. Циклы. Индексы активности

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 характеристик вашего телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1; g – количество групп на диске; f – общее число пятен.

Коэффициент 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 ГРУППУ!

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-те летнего?

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 подтвержденным 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.