На поверхні Сонця можна побачити сонячні плями
Сонце є одним з небагатьох астрономічних об'єктів, деталі на поверхні якого можна побачити без допомоги телескопа або бінокля. Єдине, що для цього необхідно - це відповідний світлофільтр. Традиційний вибір при спостереженнях неозброєним оком - світлофільтр, який застосовується при зварювальних роботах. Для спостереження Сонця відразу двома очима необхідний фільтр довжиною не менше 10 см.
Хоча такий фільтр надає зображенню зеленуватий відтінок, він недорогий і цілком достатній для епізодичних спостережень.
Видима частина Сонця являє собою шар, званий фотосферою, який утворює гадану "поверхню" Сонця. Перше, що можна побачити в фотосфері, - це великі сонячні плями. Видимі неозброєним оком плями зазвичай виникають в період підвищеної сонячної активності. Нерідко в такі періоди можна спостерігати кілька груп плям одночасно. Для спостереження неозброєним оком представляє інтерес відстеження зміни місць розташування таких плям. Крім плям можна помітити зменшення яскравості диска Сонця до його краю. Це потемніння є результатом того, що промінь світла від краю диска на шляху до спостерігача проходить через істотно більш товстий шар темної і холодної верхній частині фотосфери.
Сонце і телескоп
Фільтр зварника дає задовільний для неозброєного ока зображення Сонця. Однак невисока оптичне якість робить його неприйнятним для спостережень денного світила в телескоп або бінокль. Для цього є інші можливості. Слід тільки мати на увазі, що входить в комплект деяких телескопів окулярний сонячний фільтр представляє велику небезпеку. Він виконаний у вигляді чорного скла в оправі, яка кріпиться до окуляра. Тепло Сонця, сконцентроване телескопом, може зруйнувати такий фільтр в будь-який момент без попередження. Тому найрозумніше рішення - не використовувати такі фільтри.
Для безпечного розглядання Сонця багато спостерігачів використовують сонячні фільтри, які надійно кріпляться на вхідному отворі телескопа. Фільтри такого типу захищають не тільки око спостерігача, а й його телескоп, не пропускаючи всередину потужний потік сонячного випромінювання.
Для отримання сонячної проекції прекрасно підходять невеликі телескопи
Перед початком спостережень не забудьте переконатися в тому, що шукач телескопа закритий кришкою з боку об'єктива. Навести телескоп на Сонце без допомоги шукача дуже просто. Потрібно повертати телескоп таким чином, щоб тінь від нього виявилася мінімальною. У цьому випадку зображення Сонця виявиться в поле зору окуляра з невеликим збільшенням.
Для більшості видів астрономічних спостережень більше означає краще. Чим більше телескоп, тим більше світла він збирає і тим вище його теоретичне дозвіл. Але при спостереженні Сонця перевага віддається невеликим телескопам. Проблема тут полягає не в збиранні світла, а в його ослабленні. Що стосується дозволу, то перевага великого інструменту нейтралізується атмосферної турбулентністю. Денна атмосфера рідко дозволяє використовувати максимальний дозвіл навіть 10-сантиметрового телескопа.
Заходи для забезпечення як власної безпеки
Сонце можна спостерігати і без використання захисних світлофільтрів - методом сонячної проекції. Окуляр телескопа, поміщений в фокусіро-- вочной вузол, використовується для проектування зображення Сонця на відповідну поверхню. Зазвичай зображення Сонця виводять на білий аркуш паперу. Але незалежно від білизни екрану, для того щоб можна було розглянути тонкі деталі сонячної поверхні, його необхідно захистити як від прямих сонячних променів, так і від стороннього світла. Цей метод дозволяє за допомогою 10-сантиметрового телескопа отримувати пристойну зображення Сонця діаметром до 80 см. Розмір і яскравість сонячного зображення залежать, головним чином, від відстані між окуляром і екраном: чим більша ця відстань, тим більше розмір зображення, але менше його яскравість.
плямисте Сонце
Сонячні плями - це області сонячної поверхні, що мають більш низьку температуру. Причиною виникнення таких областей є потужні локальні магнітні поля, що перешкоджають вертикальної конвекції речовини з внутрішніх шарів Сонця. Сонячні плями здаються майже чорними, але це лише ефект контрасту. Якби пляма середнього розміру можна було помістити на нічне небо, воно сяяло б в 10 разів яскравіше повного Місяця!
Деталізоване зображення сонячної фотосфери
Навіть випадковий спостерігач швидко зауважує, що сонячні плями бувають різних розмірів і форми. Якщо найпростіші сонячні плями являють собою ізольовані темні області, то у великих плям будова складніше. Вони мають центральну темну частину, яка називається тінню, яку оточує сіра півтінь. Часто півтінь виглядає як однорідне облямівка. Але при хороших атмосферних умовах можна розглянути її радіальну структуру, що складається з темних і світлих точок. В короткочасні періоди дуже гарної видимості можна також помітити крихітні круглі сонячні плями діаметром 2 "і менше, які називаються порами. Іноді з них виникають повноцінні плями, але частіше за все вони просто зникають, проіснувавши всього кілька хвилин.
Більшість сонячних плям концентрується в групи, які можуть зазнавати великі зміни за кілька годин. Такі групи зазвичай складаються з великого "флагманського" плями, оточеного кількома дрібнішими плямами. Іноді спостерігається пара великих плям, оточених сіткою дрібніших, які шикуються у вигляді дуги або прямої лінії. Зазвичай пара великих плям має протилежну магнітну полярність: одна пляма - позитивне, інше - негативне.
Приклад установки для сонячної проекції
Простежити еволюцію сонячних плям дозволяють їх замальовки. Так само як і замальовка планет, замальовка сонячних плям покращує ваші спостережні здібності. Ви можете простежити складні перетворення груп сонячних плям в часі, а також зустрічати деякі активні області як старих знайомих, коли вони, зникнувши за західним лімбом Сонця, через два тижні знову з'являться через східного лімба. Зверніть увагу: плями поблизу сонячного лімба іноді нагадують провали або воронки на "рівній" сонячної поверхні. Це - ефект Вільсона, названий так на честь шотландського астронома XXVIII століття Олександра Вільсона, вперше звернув увагу на це явище.
Інші прояви активності Сонця
Пильне спостереження сонячних плям показує, що більшість з них оточене більш яскравими областями, званими смолоскипами. Потемніння до краю допомагає смолоскипів виділятися на тлі фотосфери, тому найкраще спостерігати їх поблизу лімба Сонця.
Східна і західна сторони на поверхні Сонця
Можливо, вам також вдасться побачити і ще одну особливість сонячної "поверхні" - грануляцію, яка надає фотосфері "піщану" структуру. Грануляція викликана конвекцією речовини з внутрішніх шарів Сонця в зовнішні. Окремі гранули мають розмір всього в кілька кутових секунд і, отже, вимагають хороших атмосферних умов. При нестабільній атмосфері грануляція може виглядати як велике ис-перчене великих ділянок фотосфери. Потрібно всього кілька хвилин для того, щоб окремі гранули зникли і на їх місці виникли нові.
Описані вище прояви сонячної активності видимі в білому світі. Якщо вам сподобалося спостерігати Сонце, то ви можете скористатися більш сучасними способами спостереження з використанням спеціальних фільтрів, що виділяють вузьку смугу спектра електромагнітного випромінювання, і побачити багато інших особливостей (наприклад, протуберанці).
Для таких спостережень потрібно більш дороге устаткування (коронограф, Нα фільтр), ніж звичайні світлофільтри для спостереження у видимому світлі.
Сонячна активність змінюється протягом 11-річного циклу. У міру розвитку цього циклу активність зростає і знижується, а разом з цим змінюється кількість видимих деталей на Сонце. Коли активність мінімальна, поверхня Сонця майже не містить неоднорідностей, вона повністю позбавлена сонячних плям. При настанні максимуму на поверхні Сонця можна нарахувати сотні плям, згрупованих в півдюжини груп і більш, а також безліч смолоскипів. Очевидно, що найбільш цікавим періодом спостереження Сонця є роки, навколишні максимум активності. Зараз ми якраз перебуваємо на самому піку сонячної активності, тому майбутні роки можуть принести багато сюрпризів. Немає сумнівів, що саме зараз настав найкращий період для того, щоб почати займатися денний спостережної астрономією!
Визначення координат сонячних плям
Цінність ваших спостережень Сонця різко підвищиться, якщо ви зможете визначати геліографічна координати замальованих деталей сонячної поверхні. З їх допомогою, наприклад, ви зможете проаналізувати розподіл за широтою та довготою місць виникнення сонячних плям, поведінка груп плям в міру їх розвитку і взаємодії, впізнати довгоживучі плями.
Диск Стоніхарста
Для визначення сонячної довготи і широти плям можна використовувати метод позиціонування Стоніхарста. На малюнку показаний один з восьми дисків Стоніхарста, комплект яких ви можете знайти в цьому номері журналу. Ці диски, на яких нанесені лінії збільшення сонячної довготи і широти, відображають здається зрушення екватора і осі обертання Сонця протягом року через зміни перспективи земного спостерігача. Зрушення змінюється в межах від 0 ° до 7 °, і на кожному диску варто відповідна позначка. Для використання цих дисків вам знадобляться ефемериди Сонця, які ви можете взяти з астрономічного календаря.
Перш за все необхідно взяти з календаря значення позиційного кута (Р) осі обертання Сонця для дати спостереження; його величина буде негативною, коли вісь відхилена на захід. За допомогою транспортира відзначте це положення на своєму малюнку. Потім знайдіть в ефемеридах геліографа-чний широту (У) центру сонячного диска. Ця величина буде негативною, коли сонячний екватор здається розташованим на північ від центру диска. Виберіть диск Стоніхарста, що має відповідне значення В0 і зорієнтуйте його відповідно до Р. Накладіть вашу замальовку сонячного диска (виконану на тонкому папері) на диск Стоніхарста і прочитайте значення широти і довготи для кожної плями.
Замальовка всього диска Сонця
Визначення широти плями - очевидно. Для того, щоб отримати його справжню довготу, необхідно спочатку визначити довготу центру диска на момент спостереження (Lo). Тепер залишилося скласти отриману величину з довготою плями, якщо воно розташоване на захід від центрального меридіана (або відняти від неї, якщо пляма знаходиться на схід від меридіана). В результаті ви отримаєте геліографічна довготу плями.
Хоча метод Стоніхарста може здатися тривалим і виснажливим, але він набагато легше і швидше, ніж математичний метод визначення координат сонячних плям. Більш того, він працює швидше при масовому визначенні координат плям.