Астрономия, Солнечная система - Солнце и его наблюдения

Таблица 6.

Яркость факельного поля.

Класс	Описание
I	Слабый еле видный факел
II	Заметный факел
II	Уверенно видимый факел
IV	Яркий факел
V	Очень яркий факел

Таблица 7.

Характеристика вида факела.

Класс	Описание
I	Однородное факельное поле
II	Поле с волокнистой структурой
II	Поле с точечной структурой

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).

Рис. 15 Координатная сетка на зарисовке диска Солнца.

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 (B₀). В зависимости от значения B₀ 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

Эти две величины позволяют нам определить 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 материале, 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 Во равно -3,21, значит нам подходит сетка В = - 3º. 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.

Рис. 16. Экватор и суточная параллель

Теперь, когда мы разместили гелиографическую сетку, нам надо интерполировать значение L0. для времени наблюдений. В календаре оно приводиться для 0^h всемирного времени. НЕ ЗАБУДЬТЕ ПЕРЕВЕСТИ ДАННЫЕ КАЛЕНДАРЯ ИЗ ВСЕМИРНОГО ВРЕМЕНИ К МЕСТНОМУ. Как интерполировать? Допустим, что сегодня 2 –го апреля L0 равно 134,54, а 3-го апреля 122,21, то есть за сутки величина L0 уменьшилась на 12,33 (обозначим Δ L) Отсюда не сложно определить долготу центрального меридиана для момента наблюдения. Допустим, мы наблюдаем в Москве в 12ч 43мин 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). 8ч43мин. Это составляет 0.36 (всего 24 часа, 8ч43мин – это 8, 75 часа, значит 8, 75 / 24 = 3,64) в долях суток (обозначим i). Отсюда можно найти значение L в момент наблюдений:

L_H = L₀ – ΔL* i= 134.54-12.33*0.36=130,10

Долготы растут с востока на запад, значит, для пятен в восточной полусфере мы должны из L_н вычесть их угловое расстояние до центрального меридиана (меридиан, проходящий через центр сетки), а для пятен в западной полусфере прибавить к L_н 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 будет несколько вытянут вдоль поперечника и меньше вдоль солнечного радиуса. Для определения истинного размера сущетвует простая формула. Для направления радиуса:

Где: R – радиус изображения диска Солнца; к расстояние объекта от центра солнечного диска в тех же единицах, что и радиус. Для направления перпендикулярном радиусу направлению:

Рис. 17. Изменение формы пятна в зависимости от его положения на диске Солнца

S_набл 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 один квадратный градус, равен 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 0,00015км. Получаем, что в одном сантиметре у нас 9 280 000 000 сантиметров, или 92 800км.

Таблица 8.

Приблизительные отношения размеров пятен на зарисовке с реальными размерами.

Размер на зарисовке мм	диаметры		Размер на зарисовке мм	диаметры
Размер на зарисовке мм	км		Размер на зарисовке мм	км	с
,7	69350	906	3,25	41700	57,6
1,25	13940	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 18). 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.

Рис. 18. Три кадра солнечного диска, сложенных для определения суточной параллели.

О будущем солнца

Сейчас наше Солнце обычная звезда, в ядре которой происходит синтез гелия из водорода, что служит источником ее энергии. Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 000 000 тонн водорода, производя при этом примерно 4 000 000 тон гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило? По подсчетам ученых стабильное состояние Солнца, при котором оно находиться на главной последовательности будет длиться еще около 5 млрд. лет. Что же ждет солнце после?

Для лучшего понимания этого вопроса ознакомимся для начала с тем, что такое диаграмма Герцшпрунга – Рессела (зависимость спектр – светимость). В начале XX века два астронома Герцшпрунг и Рессел установили, что между спектральным классом то есть температурой звезды и ее светимостью существует зависимость L = R^5.2. Эту зависимость можно представить в виде графика, отложив по одной его оси абсолютные звездные величины или светимость, а по другой спектральный класс или температуру. Положение звезды на графике будет определяться ее физической природой и стадией эволюции. Переходя от одной стадии эволюции к другой, звезда меняет свое положение на графике. Приблизительный вид главной последовательности представлении на рисунке (11.1).

Линиями на диаграмме показаны классы светимости.

I – сверхгиганты; эти звезды занимают верхнюю часть диаграммы.

II – яркие гиганты.

III – гиганты.

IV – субгиганты.

Последние три класса расположены между областью сверхгигантов и главной последовательности.

V – звезды главной последовательности.

VI – яркие субкарлики. Образуют последовательность, параллельную главной и проходящую ниже ее примерно на две звездные величины, начиная от класса А5 вправо.

VII – белые карлики. Звезды обладающие весьма малой светимостью и занимают левую часть диаграммы.

Итак, представим, что прошло пять миллиардов лет и в ядре Солнца иссякнет весь водород.

Его температура и объём будут постепенно возрастать по мере того, как водород будет сгорать. При выгорании водорода радиус и масса ядра уменьшатся. Реакция превращения водорода в гелий продолжает идти только на внешней границе ядра. При этом ядро сожмется, а плотность и температура в ядре возрастет, увеличивается светимость и радиус звезды. При этом процессе на диаграмме спектр – светимость звезда сходит с главной последовательности в область красных гигантов. На этой стадии в ядре звезды начинает происходить синтез гелия в углерод и более тяжёлых веществ так как температура, а следовательно скорость движения частиц и плотность столь велики, что они теперь способны преодолеть силу отталкивания ядер друг от друга. Следует отметить, что с увеличением порядкового номера элемента в периодической системе Д. И. Менделеева сила отталкивания возрастает, и для ее преодоления и начала ядерного синтеза необходимы все большие температуры. Для синтеза углерода требуется температура 1,5·10⁸ К. Когда водород на границе ядра и гелий в само ядре иссякнут, оболочка звезды расширяется, Солнце будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны на Земле выкипят.

Умирающее Солнце поглотит Землю и превратит твёрдую породу в расплавленную лаву. Его наружные слои не могут удерживаться силой гравитации, и она начинает отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Скорее всего, Солнце, сбросив свою оболочку довольно быстро и процесс примет характер взрыва. В конечном счете, Солнце остынет, превратившись в быстровращающееся шар ядерных отходов, так называемый белый карлик или нейтронную звезду с очень плотным веществом и огромной массой, окруженный планетарной туманностью, которая состоит из вещества оболочки. Крайне быстрое вращение обуславливается передачей момента вращения при уменьшении радиуса тела. Для более простого понимания вспомните, когда фигурист начинает, вращается с кокой-то скоростью вокруг себя с широко распростертыми руками, а потом резко прижимает руки к себе, скорость его вращения резко возрастает. Так происходит и у звезд.

Техника безопасности.

Теперь поговорим о самом главном – о безопасности. Без преувеличения можно сказать, что наблюдения Солнца – самый опасный вид астрономических наблюдений. Поэтому необходимо быть крайне осторожным.

Солнце, даже для невооруженного гласа, объект очень яркий. Всем нам еще с детства говорили «не смотри на Солнце». Действительно, даже если просто посмотреть на Солнце можно сильно повредить сетчатку глаза. А телескоп не только усиливает, но и делает более интенсивным поток солнечного света, причем в десятки раз. Поэтому запомните главное правило.

!!! НИКОГДА НЕ СМОТРИТЕ НА СОЛНЦЕ В ТЕЛЕСКОП, БИНОКОЛЬ, ИЛИ ЛЮБОЙ ДРУГОЙ ОПТИЧЕСКИЙ ПРИБОР, БЕЗ СПЕЦИАЛЬНЫХ ФИЛЬТРОВ!!!

Если у вас нет фильтров, то используйте солнечный экран. Проэцируйте изображение на него.

При фотографировании Солнца необходимо обязательно применять фильтры. Не только потому, что без них фотоаппарат будет попросту сожжен, но и потому, что при этом может загореться пленка, или даже корпус фотоаппарата.

Кроме того, помните

!!! ДАЖЕ ЕСЛИ ВЫ ИСПОЛЬЗУЕТЕ ЭКРАН, СТОИТ ПОМНИТЬ, ЧТО ПОНЕОСТОРОЖНОСТИ МОЖНО ПОДСТАВИТЬ ПОД ПУЧЕК СВЕТА ГОЛОВУ, ИЛИ ДРУГУЮ ЧАСТЬ ТЕЛА, ЧТО ПРИВЕДЕТ К ОЖОГАМ!!!

Еще одно важное правило

!!! НИКОГДА НЕ ОСТАВЛЯЙТЕ ТЕЛЕСКОП НАВЕДЕННЫМ НА СОЛНЦЕ БЕЗ ПРИСМОТРА, ДАЖЕ (А Я БЫ СКАЗАЛ ОСОБЕННО) ЕСЛИ С НЕГО СНЯТ ОКУЛЯР!!!

Подобная беспечность может привести к тому, что загорятся предметы, попавшие под пучок света.

Телескопы крупного диаметра необходимо диафрагмировать, так как слишком большой диаметр объектива собирает очень много света, что может привести к перегреву окуляра, или диагонального зеркала. Это в свою очередь может привести к тому, что оптика лопнет, и ее осколки нанесут непоправимый вред вашему здоровью.

Так же стоит давать телескопу остыть, так как слишком длительная работа без фильтров (на экране) может привести к чрезмерному нагреванию оптики и трубы, что может повредить телескоп.

!!!НИКОГДА НЕ ИСПОЛЬЗУЙТЕ ФИЛЬТРЫ, КОТОРЫЕ НЕНАДЕЖНО СИДЯТ НА ОПРАВЕ ОБЪЕКТИВА (ТРУБЕ), ИЛИ ОКУЛЯРА!!!

Это может привести к тому, что фильтр упадет, и вы потеряете зрение, получив ожог сетчатки.

!!!СНИМАЙТЕ, ИЛИ ЗАКРЫВАЙТЕ КРЫШКАМИ ИСКАТЕЛЬ И ГИД, А ТАК ЖЕ ВСЮ ДРУГУЮ СООСНУЮ ОПТИКУ, КОТОРАЯ МОЖЕТ БЫТЬ УСТАНОВЛЕННА НА ВАШЕМ ТЕЛЕСКОПЕ!!!

Искатель – это небольшой телескоп и он так же опасен, если пучок света из него попадет на вас, или на окружающие предметы. Неоднократно были случаи, когда наблюдатели по беспечности упускали этот момент и получали серьезные ожоги.

И главное правило – аккуратность и внимательность позволят вам получить качественные наблюдений, не получив травм, ожогов и ущерба.

Заключение.

В данной статье я по мере возможности рассказал в доступной форме о том, как следует проводить наблюдения Солнца. По мере возможности я старался 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. Конечно же, есть еще много того, что в данной статье не освещалось. Это вы сможете найти в других источниках. Для примера, наиболее интересные из них приведены в библиографическом списке.

Желаю вам успешных наблюдений и чистого неба!

Библиографический список.

1. Бакулин П.И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии М.: Наука, - 1970 – 536 с.

2. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. –М.: Наука, 1984 – 304с.

3. Степанян Н.Н. Наблюдаем Солнце. – М.: Наука, 2993. – 128с.

4. Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. – М.: Наука, 1975. – 432с.

5. Астрономический календарь: Постоянная часть.

6. Витинский Ю.И. Солнечная активность. – М.: Наука, 1983.

7. Шаронов В.В. Солнце и его наблюдение. – М.: ОГИЗ, 1948

8. Зирин Г. Солнечная атмосфера. – М.: Мир, 1969.

9. Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. – М.: Наука, 1985.

10. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о вселенной. – М.: Просвещение, 1980. – 672с.

11. Пикельнер С.Б. Солнце. – М.: Физматгиз, 1961.

12. Мензел Д.Г. Наше Солнце. – М.: Физматгиз, 1963

13. Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд: пер с англ./под ред. А.Г. Масевич. – М.:Едиториал УРСС, 2004. – 432с.

© Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель Красноярск 02.04.2007.

660118, Красноярск, ул. Мате-Залка, 6-250, Булдакову Сергею.

E-mail: buldakov_sergey@mail.ru