Солнечное излучение и влияние его на землю. Летнеоздоровительная работа с детьми младшего дошкольного возраста
Цели: - вырабатывать представление о том, что когда светит солнце - на улице тепло;
Поддерживать радостное настроение.
Ход наблюдения: В солнечный день предложить детям посмотреть в окно. Смотрит солнышко в окошко, Смотрит в нашу комнату. Мы захлопаем в ладошки, Очень рады солнышку. Выйдя на участок, обратить внимание детей на теплую погоду. (Сегодня светит солнышко - тепло.) Солнце огромное, раскаленное. Обогревает всю землю, посылая ей лучи. Вынести на улицу маленькое зеркало и сказать, что солнце послало свой лучик детям, чтобы они поиграли с ним. Навести луч на стену. Солнечные зайчики играют на стене, Помани их пальчиком - пусть бегут к тебе. Вот он светленький кружок, вот, вот, левее, левее - убежал на потолок. По команде «Ловите зайчика!» дети пытаются поймать его.
Трудовая деятельность: Сбор камней на участке.
Цель: - продолжать воспитывать желание участвовать в труде.
Подвижные игры: «Мыши в кладовой».
Цель: - учить бегать легко, не наталкиваясь друг на друга, двигаться в соответствии с текстом, быстро менять направление движения.
Также есть игра «Лисичка».
Цели: - учить быстро действовать по сигналу, ориентироваться в пространстве;
Развивать ловкость.
Выносной материал: Мешочки с песком, мячи, обручи, мелкие игрушки, формочки, печатки, карандаши, ведерки, совочки.
Анализ конспекта.
Положительные стороны.
1. Анализ целей: Программное содержание достаточно легко реализуется во время его проведения.
2. Анализ структуры и организации мероприятия: Продуманность выбора типа занятия, его структура, логическая последовательность и взаимосвязь этапов, очень грамотно подобран сюжет.
3. Анализ содержания: Полнота, достоверность, доступность информации.
4. Организация самостоятельной работы детей: На занятии все дети были активно задействованы.
5. Анализ методики проведения мероприятия: Содержательный дидактический наглядный материал, на этом занятии видна большая активность детей, все были заинтересованы.
6. Анализ работы и поведение детей на мероприятии: У детей был большой интерес, активность и работоспособность на разных этапах.
Отрицательные стороны. При проведении этого мероприятия отрицательных моментов не было.
Таким образом: в мероприятии отражены все поставленные задачи, они соответствуют возрасту детей, взаимосвязь степени сложности программных задач с содержанием материала; связь программных задач данного мероприятия с пройденным материалом, конкретность формулировки программного материала. Подбор дидактического материала соответствует теме. Воспитатель грамотно, четко даёт указания, объяснения, умет организовать практическую, самостоятельную деятельность детей; умеет активизировать мыслительную деятельность детей; активизировать речь детей (конкретность, точность вопросов, разнообразие их формулировок); подводить детей к обобщению.
История наблюдений за Солнцем
С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца -- яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и античных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций Египта, инков, ацтеков. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например, мегалиты, точно отмечают положение летнего солнечного солнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в Набта-Плайя (Египет) и в Стоунхендже (Англия)), пирамиды в Чичен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего равноденствий, и т. д. Древнегреческие астрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль эклиптики, считали Солнце одной из семи планет (от др.-греч. ?уф?с рлбнЮфзт -- блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён день недели.
Развитие современного научного понимания
Одним из первых попытался взглянуть на Солнце с научной точки зрения греческий философ Анаксагор. Он говорил, что Солнце -- это не колесница Гелиоса, как учила греческая мифология, а гигантский, «размерами больше, чем Пелопоннес», раскалённый металлический шар. За это еретическое учение он был брошен в тюрьму, приговорён к смерти, и освобождён только из-за вмешательства Перикла.
Идея о том, что Солнце -- это центр, вокруг которого обращаются планеты, высказывалась Аристархом Самосским и древнеиндийскими учёными (см. Гелиоцентризм). Эта теория была возрождена Коперником в XVI веке.
Первым расстояние от Земли до Солнца пытался измерить Аристарх Самосский. По Аристарху, расстояние до Солнца в 18 раз больше расстояния до Луны. (На самом деле расстояние до Солнца в 394 раза больше расстояния до Луны. А вот расстояние до Луны в античности было определено весьма точно.)
Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Однако европейские исследователи обратили на них внимание только в начале XVII века, после изобретения телескопа, который позволил Галилею, Томасу Хэрриоту и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, насколько нам известно, первым среди исследователей западного мира описал пятна на Солнце. При этом, однако, он полагал, что эти объекты не находятся на солнечной поверхности, а проходят перед ней.
Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца способом параллакса получили Джованни Доменико Кассини и Жан Рише. В 1672 году, когда Марс находился в великом противостоянии с Землёй, они измерили положение Марса одновременно в Париже и в Кайенне -- административном центре Французской Гвианы. Наблюдавшийся параллакс составил 24?. По результатам этих наблюдений было найдено расстояние от Земли до Марса, которое было затем пересчитано в расстояние от Земли до Солнца -- 140 млн км.
В начале XIX века возник новый метод исследования -- спектроскопия -- и Фраунгофер обнаружил линии поглощения в спектре Солнца.
Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. В 1848 году Роберт Майер выдвинул метеоритную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами. Однако при таком количестве метеоритов сильно нагревалась бы и Земля; кроме того, земные геологические напластования состояли бы в основном из метеоритов; наконец, масса Солнца должна была расти, и это сказалось бы на движении планет. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая Гельмгольцем (1853) и лордом Кельвином, которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного гравитационного сжатия («механизм Кельвина -- Гельмгольца»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 миллионов лет, а время, через которое Солнце потухнет -- не более чем в 15 миллионов. Однако эта гипотеза противоречила геологическим данным о возрасте горных пород, которые указывали на намного бомльшие цифры. Тем не менее, энциклопедия Брокгауза и Ефрона считает гравитационную модель единственно допустимой.
Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально Резерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является радиоактивный распад. В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там могут идти термоядерные реакции, при которой ядра водорода (протоны) сливаются в ядро гелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть массы в этой реакции, согласно формуле Эйнштейна E = mc2, переходит в энергию. То, что водород преобладает в составе Солнца, подтвердила в 1925 году Сесилия Пейн (англ.). Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками Чандрасекаром и Гансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца. Наконец, в 1957 году появилась работа Маргарет Бербидж (англ.) «Синтез элементов в звёздах», в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего в звёздах.
Атмосфера Земли препятствует прохождению многих видов электромагнитного излучения из космоса. Кроме того, даже в видимой части спектра, для которой атмосфера довольно прозрачна, изображения космических объектов могут искажаться её колебаниями, поэтому наблюдения этих объектов лучше производить на больших высотах (в высокогорных обсерваториях, с помощью приборов, поднятых в верхние слои атмосферы, и т. п.) или даже из космоса. Верно это и в отношении наблюдений Солнца. Если нужно получить очень чёткое изображение Солнца, исследовать его ультрафиолетовое или рентгеновское излучение, точно измерить солнечную постоянную, то наблюдения и съёмки проводят с аэростатов, ракет, спутников и космических станций.
Первыми космическими аппаратами, предназначенными для наблюдений Солнца, были созданные NASA спутники серии «Пионер» с номерами 5--9, запущенные между 1960 и 1968 годами. Эти спутники обращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили первые детальные измерения параметров солнечного ветра.
В 1970-е годы в рамках совместного проекта США и Германии были запущены спутники Гелиос-I и Гелиос-II (англ. Helios). Они находились на гелиоцентрической орбите, перигелий которой лежал внутри орбиты Меркурия, примерно в 40 миллионах километров от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре. Другое интересное наблюдение, сделанное в рамках этой программы, состоит в том, что пространственная плотность мелких метеоритов вблизи Солнца в пятнадцать раз выше, чем около Земли.
В 1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерватория Apollo Telescope Mount(англ.) на космической станции Skylab. С помощью этой обсерватории были сделаны первые наблюдения солнечной переходной области и ультрафиолетового излучения солнечной короны в динамическом режиме. С её помощью были также открыты корональные извержения массы и корональные дыры, которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром.
В 1980 году NASA вывел на околоземную орбиту космический зонд Solar Maximum Mission(англ.) (SolarMax), который был предназначен для наблюдений ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения от солнечных вспышек в период высокой солнечной активности. Однако всего через несколько месяцев после запуска из-за неисправности электроники зонд перешёл в пассивный режим. В 1984 году космическая экспедиция STS-41C на шаттле «Челленджер» устранила неисправность зонда и снова запустила его на орбиту. После этого, до своего входа в атмосферу в июне 1989 года, аппарат получил тысячи снимков солнечной короны. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %.
Японский спутник «Ёко» (яп. ‚悤‚±‚¤ ё:ко:?, «солнечный свет»), запущенный в 1991 году, проводил наблюдения излучения Солнца в рентгеновском диапазоне. Полученные им данные помогли учёным идентифицировать несколько разных типов солнечных вспышек и показали, что корона даже вдали от областей максимальной активности намного более динамична, чем принято было считать. «Ёко» функционировал в течение полного солнечного цикла и перешёл в пассивный режим во время солнечного затмения 2001 года, когда он потерял свою ориентировку на Солнце. В 2005 году спутник вошёл в атмосферу и был разрушен.
Очень важной для исследований Солнца является программа SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), организованная совместно Европейским космическим агентством и NASA. Запущенный 2 декабря 1995 года космический аппарат SOHO вместо планируемых двух лет работает уже более десяти (2009). Он оказался настолько полезным, что в конце 2009 года планируется к запуску следующий, аналогичный космический аппарат SDO(англ.) (Solar Dynamics Observatory). SOHO находится в точке Лагранжа между Землёй и Солнцем (то есть в области, где земное и солнечное притяжение уравниваются) и с момента запуска передаёт на Землю изображения Солнца в различных диапазонах длин волн. Кроме своей основной задачи -- исследования Солнца -- SOHO исследовал большое количество комет, в основном очень малых, которые испаряются по мере своего приближения к Солнцу
Все эти спутники наблюдали Солнце из плоскости эклиптики и поэтому могли детально изучить только далёкие от его полюсов области. В 1990 году был запущен космический зонд Ulysses для изучения полярных областей Солнца. Сначала он совершил гравитационный манёвр возле Юпитера, чтобы выйти из плоскости эклиптики. По счастливому стечению обстоятельств ему также удалось наблюдать столкновение кометы Шумейкеров -- Леви 9 с Юпитером в 1994 году. После того как он вышел на запланированную орбиту, он приступил к наблюдению солнечного ветра и напряжённости магнитного поля на высоких гелиоширотах. Выяснилось, что солнечный ветер на этих широтах имеет скорость примерно 750 км/с, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающие галактические космические лучи.
Состав солнечной фотосферы хорошо изучен с помощью спектроскопических методов, однако данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца гораздо меньше. Для того, чтобы получить прямые данные о составе Солнца, был запущен космический аппарат Genesis. Он вернулся на Землю в 2004 году, однако был повреждён при приземлении из-за неисправности одного из датчиков ускорения и не раскрывшегося вследствие этого парашюта. Несмотря на сильные повреждения, возвращаемый модуль доставил на Землю несколько пригодных для изучения образцов солнечного ветра.
22 сентября 2006 года на орбиту Земли была выведена солнечная обсерватория Hinode (Solar-B). Обсерватория создана в японском институте ISAS, где разрабатывалась обсерватория Yohkoh (Solar-A) и оснащена тремя инструментами: SOT -- солнечный оптический телескоп, XRT -- рентгеновский телескоп и EIS -- изображающий спектрометр ультрафиолетового диапазона. Основной задачей Hinode является исследование активных процессов в солнечной короне и установление их связи со структурой и динамикой магнитного поля Солнца.
В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерватория STEREO. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постепенно отстанет от Земли, а другой обгонит её. Это позволит с их помощью получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, как корональные извержения массы.
В январе 2009 года состоялся запуск российского спутника «Коронас-Фотон» с комплексом космических телескопов «Тесис». В состав обсерватории входит несколько телескопов и спектрогелиографов крайнего ультрафиолетового диапазона, а также коронограф широкого поля зрения, работающий в линии ионизованного гелия HeII 304 A. Целью миссии «Тесис» является исследование наиболее динамичных солнечных процессов (вспышек и корональных выбросов массы), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности с целью раннего прогнозирования геомагнитных возмущений.
В 2010 году также планируется запуск создаваемой в США обсерватории SDO (Solar Dynamic Observatory), планируемая дата запуска -- 3 февраля 2010 года.
Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемые солнечные телескопы, которые установлены во многих обсерваториях мира. Наблюдения Солнца имеют ту особенность, что яркость Солнца велика, а следовательно, светосила солнечных телескопов может быть небольшой. Гораздо важнее получить как можно больший масштаб изображения, и для достижения этой цели солнечные телескопы имеют очень большие фокусные расстояния (метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако этого и не требуется. Положение Солнца на небе ограничивается сравнительно узким поясом, его максимальная ширина -- 46 градусов. Поэтому солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров.
Солнце -- далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко -- в 500 000 раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно -- это наносит необратимый вред зрению. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом -- проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию и факелы на поверхности Солнца.
Таня Сорокина
Конспект прогулки «Наблюдение за солнцем» (средняя группа)
Педагогическая цель : дать детям понятие о роли солнца в жизни всего живого; развивать познавательные интересы, устойчивое внимание, наблюдательность ; воспитывать любовь к природе; развивать логическое мышление, умение замечать непоследовательность в суждениях; учить выполнять определенные правила.
Целевые ориентиры образования : проявляет интерес к природным объектам; инициативен в беседе, отвечает на вопросы, задает встречные; внимательно слушает взрослого; понимает слова, обозначающие свойства предметов и способы их обследования; проявляет стремление к трудовым действиям, активность в процессе игры.
Осваиваемые образовательные области : «Социально-коммуникативное развитие» , «Познавательное развитие» , «Речевое развитие» , «Художественно-эстетическое развитие» .
Виды детской деятельности : игровая, двигательная, коммуникативная, трудовая, познавательная.
Средства реализации : зеркальце, совки, лопатки, колокольчик.
Организационная структура прогулки .
1. Наблюдение за солнцем .
Весной солнце пригревает , солнечных дней становится больше, светит солнце ярко- дети одевают одежду полегшее чем зимой. Сравните. Где солнце бывает утром и где вечером. Опишите солнце , какое оно. (Теплое, ласковое, оранжевое, круглое, весеннее)
Приметы : утренняя заря золотистая, солнце показалось не из-за туч- к хорошей погоде; солнце в туман садится- к дождю.
Поговорки и пословицы : худо весне- когда солнца нету .
Художественное слово.
Раньше всех на свете солнце встало , Если вдруг найдешь его в лесу ты,
А как встало, принялось за дело : Не буди : у солнца сон –минуты ,
Обошло всю землю, и устало, Не шуми : весь день оно трудилось
Отдыхать за темным лесом село Ю. Марцинкявичюс
Загадка. Доброе, хорошее на людей глядит. А людям на себя глядеть не велит. (солнце )
Я всегда со светом дружен, если солнышко везде , я от зеркала, от лужи пробегаю по стене? (солнечный зайчик )
Кто входит в окно и не ломает его (солнечный зайчик ) , показать солнечный зайчик при помощи зеркальца.
2. Беседа по вопросам :
Как можно охарактеризовать погоду?
Всегда ли солнце находится на одном месте на небе?
Что можно увидеть на небе днем?
Что можно увидеть на небе ночью?
Как можно проследить путь солнца ?
Во что весной могут играть дети?
3. Игровая деятельность.
Игра малой подвижности «Найди и промолчи»
Ход игры : дети находятся в одной стороне веранды, отвернувшись и закрыв глаза. Водящий кладет предмет, не закрывая его, на заметное место. После разрешения водящего дети открывают глаза и ходят по веранде, разыскивая данный предмет.
4. Дидактическая игра «Так бывает или нет?»
Ход игры : Воспитатель объясняет правила игры : «Сейчас я буду вам о чем-то рассказывать. В моем рассказе вы должны заметить то, чего не бывает.
«Весной, когда солнце ярко светило мы с детьми вышли на прогулку . Сделали из снега горку и стали с нее кататься.»
«Наступила весна, все птицы улетели на юг. Медведь залез в свою берлогу и решил проспать всю весну.»
5. Трудовые поручения.
Раскидывания снега для быстрого таяния. Протереть пыль на кукольной мебели.
Самостоятельная деятельность детей.
Публикации по теме:
График проведения прогулки (средняя группа) День недели Понедельник УТРО 1. Наблюдение за живой природой. 2. Подвижные игры с мячом. 3. Труд в природе. 4. Индивидуальная работа по.
B]Цель: закрепить представление детей о характерных признаках осени и осенних явлениях. Задачи: Образовательные – учить детей называть.
Наблюдение на прогулке в феврале (средняя группа) Февраль. 1. Наблюдение за зимующими птицами - рассмотреть голубя. Определить общую форму, цвет, оперение. Отметить что у голубя красные.
ООД по экологическому образованию «Наблюдение за попугаем» (средняя группа) Программное содержание: 1. Уточнить представления детей о характерных особенностях внешнего образа попугая (овальное туловище, особенности.
Конспект осенней прогулки «Наблюдение за насекомыми» Цель: продолжить знакомство с разнообразием видов насекомых, систематизировать.
Лето! Это удивительная пора в природе, когда красоту можно увидеть на каждом шагу. Нужно только не упустить увлекательные моменты,.
> Как наблюдать за Солнцем
Наблюдение Солнца в телескоп: описание конструкции телескопа, телескоп или бинокль, какие есть фильтры, солнечная активность и циклы, безопасность, фото Солнца.
Солнце – не просто одна из множества звезд Млечного Пути, но главная и единственная звезда Солнечной системы и причина, по которой жизнь продолжает существовать на планете Земля. Мы зависим от Солнца и это наиболее привычный объект для наблюдения в небе. Чаще всего мы обращаем на него внимание в период солнечного затмения, когда в определенных случаях видна корона (кольцо вокруг Солнца). В этой статье мы объясним не только, как наблюдать за Солнцем и какой телескоп купить или выбрать (линзы, модель, конструкция), но также представим правила безопасности и что можно наблюдать на Солнце (какие есть циклы, периоды активности, пятна). Приятным бонусом станут красивые фото Солнца, предоставленные астрономами-любителями.
Главное предназначение телескопа сводится к сбору максимального количества света от доступного источника. Каждый космический объект находится от нас на таком большом расстоянии, что пучок света, исходящий от него считается параллельным. Человеческий глаз может рассмотреть звезды со свечением более 6m, поскольку именно так он получает достаточное количество света. Причина тому такова: человеческий зрачок имеет диаметр 5 мм, при этом он не пропускает нужный объем света. Поэтому его верным помощником является телескоп с крупным объективом, способным собирать большое количество света.
Какова конструкция телескопа?
Чтобы выбрать и купить правильный телескоп для наблюдения за Солнцем, необходимо разбираться в моделях и самой конструкции. Телескоп состоит из 2 главных элементов: окуляра и объектива. Объектив призван аккумулировать световые лучи в одну точку, именуемую фокусом. Расстояние от фокуса до объектива называют фокусным расстоянием. В свою очередь, фокусное расстояние выступает в роли одной из главных характеристик оптического прибора. Что мы можем узнать с помощью фокусного расстояния? Нужно понимать, что возможности человеческого организма небезграничны. Разглядывая предмет, человек старается приблизить его к глазам. Однако на расстоянии менее 20 см человек видит только размытые очертания предмета, поэтому он вооружается лупой или увеличительным стеклом. Таким образом, предмет размером 0,1 мм человек может разглядеть только с расстояния менее 25 см. Отсюда угол, равный 1,5 минутам. Однако Луна находится от Земли на таком расстоянии и под таким углом, что земной наблюдатель сможет рассмотреть на ее поверхности только объекты размером более 150 км. С помощью объектива телескопа помогает человеку взглянуть на Луну прямо около глаза.
В то же время данное изображение выглядит маленькой точкой, рассмотреть которую крайне сложно. Как правиться с этой проблемой? На помощь придет увеличительное стекло, роль которого в телескопе выполняет окуляр. Таким образом, телескоп собирает максимальное количество света от наблюдаемого объекта и увеличивает угол его визуализации.
Существуют ли методы расчета размером выстроенного с помощью объектива изображения? Разумеется, да. Если позади объектива поместить экран, на нем можно будет увидеть изображение изучаемого объекта. Размер данного изображения равен произведению углового размера объекта на фокусное расстояние объектива. Принимая в расчет, что угловой диаметр дневного светила составляет 32’, мы получаем следующее заключение: фокусное расстояние в метрах равно диаметру изображения дневного светила в сантиметрах. Также следует узнать разрешающую способность телескопа, которая также зависит от фокусного расстояния и диаметра объектива.
Важно понимать, что Солнце – это очень яркий объект, при наблюдении которого отпадает необходимость в сборе света. Напротив, для качественных исследований телескоп должен гасить яркость Солнца. Но уменьшать размер объектива нельзя, поскольку от этого уменьшится разрешающая способность телескопа. В этом состоит главная особенность телескопа для изучения Солнца.
Решить данную проблему можно несколькими способами. Во-первых, можно построить проекцию изображения Солнца на экране. В этом случае исследователь изучает не изображение в окуляре, а картинку на специальном экране. Таким образом, разглядывая Солнце в окуляр, мы получим пучок из всего объема собранного света. Его диаметр равен диаметру зрачка или диаметру окуляра. Объяснить это можно с помощью примера: у нас есть два груза весом 1 кг каждый. Однако площадь одного составляет 1 метр, а другого – 10 см. Расположим оба груза на натянутую пленку. Очевидно, что груз меньшей площади будет оказывать большее воздействие на пленку.
Какие требования предъявляются экрану? Экран должен свободно перемещаться по оптической оси и фиксироваться на салазках с помощью стопорных винтов. Кроме того, должны быть исключены ситуации свисания экрана, когда его центральная часть под собственным весом опускается ниже оптической оси. Также экран нужно беречь от прямых солнечных лучей. Для этого его оборудуют 10-сантиметровыми бортами.
Для рефрактора или телескопа иной системы, у которой окулярный узел располагается в задней части, на трубу следует надевать защитный экран размером в несколько раз больше основного экрана. Для ньютоновского рефрактора или телескопа иной системы, у которого окуляр располагается на боку, для защиты будут достаточными только экранные бортики. Но важно понимать, что на некотором отдалении от окуляра, в месте, где располагается экран, размер светового пучка при аналогичной интенсивности будет несколько больше. Это означает, что яркость изображения немного уменьшится, что убережет наблюдателя от травмы сетчатки.
Второй метод подразумевает внесение в оптическую схему специального солнечного светофильтра. Данные фильтры бывают двух типов. Первые фиксируются непосредственно перед объективом и обладают более высокую пропускающую способность. Вторые устанавливаются позади окуляра и практически не пропускают солнечный свет. Более комфортны и безопасны в эксплуатации фильтры первого вида, поскольку окулярный фильтр может быстро прийти в негодность, если используется с неподходящим телескопом.
Вместе с тем, всегда существует риск того, что окулярный фильтр может упасть. В этом случае исследователь может получить тяжелейшую травму глаз. Сегодня растет популярность фильтров из особой пленки Astrosolar. Изготавливаются они следующим образом: в специальной крышке делается отверстие, диаметр которого равен диаметру объектива. Отверстие крышки закрывается пленкой. Затем крышка одевается на объектив, и наблюдатель получает прекрасный фильтр.
Кроме того, существует целый спектр методов снижения яркости изображения. К примеру, зеркало в зеркальном телескопе можно оставить без отражающего слоя. В этом случае серьезная доля света будет проникать за отражающую поверхность зеркала, огибая точку фокуса. От этого яркость изображения будет снижаться. Еще один метод заключается в постройке длиннофокусных телескопов, которые эффективно снижают яркость. Но в любом случае использование фильтров необходимо.
Следующий метод подразумевает применение целостатной установки. Ее конструкция имеет несколько особенностей. Основная оптическая схема телескопа находится в горизонтальном положении и надежно зафиксирована. С помощью целой системы оптических зеркал солнечные лучи направляются на главное зеркало.
Важно понимать, что склонение Солнца не постоянно, а изменяется на протяжении всего года. Поэтому солнечные лучи падают на поверхность целостатного зеркала под различными углами. Точно попадание луча на главное зеркало обеспечивается мобильным зеркалом, которое может перемещаться вдоль оси объектива. С этим связаны особенности конструкции установки. В нее входят два основных компонента: неподвижное и подвижное зеркала. Если последнее располагается южнее неподвижного (целостата), то возникает ситуация, когда тени от монтировки или подвижного зеркала падает на целостат. Решить эту проблему можно, обеспечив возможность перемещения целостата вдоль линии запад-восток. Но целостат при этом должен быть зафиксирован в таком положении, когда ось его вращения направлена на Полюс Мира.
Солнечная активность. Циклы
Солнечная активность – это общая совокупность нестационарных явлений на дневном светиле. К ним относятся факелы, пятна, вспышки, протуберанцы, флоккулы. Все эти явления взаимосвязаны друг с другом и, как правило, появляются одновременно в четко очерченной области Солнца. Важно напомнить, что солнечная активность и циклы Солнца влияют на Землю и все живое (магнитные бури, выбросы корональной массы и т.д.), поэтому важно не забывать периодически просматривать прогнозы, доступные в режиме онлайн на страницах сайта.
Для описания солнечной активности обычно используется понятие «создание пятен на Солнце» и несколько его индексов. Наиболее известны коэффициент INTER SOL и индекс Вольфа. Индекс Вольфа рассчитывается по формуле:
W=R*(10g+f), где f – общее количество пятен, g – общее число групп на диске, R – коэффициент корреляции, который рассчитывается с учетом технических характеристик телескопа и условий наблюдений. Рекомендуется по умолчанию использовать R=1.
Коэффициент INTER SOL рассчитывается по формуле:
IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где ef – количество одиночных пятен без полутеней, efp – количество одиночных пятен с полутенями, grfn – количество сгруппированных пятен без полутеней, grfp – количество сгруппированных пятен с полутенями.
Не забывайте, что каждое одиночное пятно нужно считать отдельной группой.
В качестве международной системы выступают числа Вольфа, которые регулярно публикуются Цюрихской обсерваторией. Нельзя назвать эти индексы очень точными, да и их субъективность для каждого наблюдателя весьма велика, однако они имеют ряд неоспоримых преимуществ. Их значения рассчитаны на весьма продолжительный период времени (258 лет с 1749 года). Из-за этого индекс Вольфа успешно применяется для определения корреляций между солнечной активностью и различными геофизическими и биологическими явлениями.
Основная особенность солнечной активности – это ее цикличность. Продолжительность циклов различна. Совсем недавно произошел очередной 23-й максимум 11-летнего цикла.
В течение максимума цикла регионы солнечной активности располагаются на всей поверхности солнечного диска. Количество их максимально, развитие достигает своего пика. В течение минимума они смещаются к экватору, а количество таких регионов резко сокращается. Узнать активные регионы можно по факелам, солнечным пятнам, волокнам, протуберанцам, флоккулам.
Наибольшую известность приобрел одиннадцатилетний цикл, который был открыт Генрихом Швабе и доказан Робертом Вольфом. Именно поэтому циклическое изменение солнечной активности в течение 11,1 года именуется законом Швабе-Вольфа. Главная особенность одиннадцатилетнего цикла заключается в изменении полярности на противоположную на протяжение каждого цикла. От этого изменяется и магнитные поля Солнца. Сегодня разработана гипотеза, согласно которой магнитное поле влияет на цикличность активности Солнца. Также предполагается, что существуют 22-, 44-, 55- и 88-летние циклы изменения солнечной активности.
Ученые выяснили, что продолжительность циклических максимумов изменяется с периодом в 80 лет. Данные периоды можно увидеть на графике солнечной активности. Однако изучение колец на спилах деревьев, сталактитов, ленточной глины, раковин моллюсков и залежей ископаемых стали основой для предположения и более длительных циклов. Ученые полагают, что их продолжительность составляет 110, 210, 420 лет. Кроме того, вероятно, существуют вековые и сверхвековые циклы, которые длятся 2400, 3500, 100 000, 300 000 000 лет. Заметим, что цикличность – это характерная черта каждого явления солнечной активности.
В последнее время в научном сообществе часто ведутся споры о влиянии циклов на иные космические тела (звезды, планеты-гиганты). Например, обсуждается влияние суммарной гравитации в момент их парадов.
Вероятно, длительные сверхвековые циклы определенным образом связаны с положением Солнца в галактике Млечный Путь. А если точнее, с особенностями его вращения вокруг ядра галактики. Каждый любитель астрономии, регулярно проводящий наблюдения дневного светила, может провести сравнительный анализ графика солнечной активности с графиками интенсивности всевозможных атмосферных и биосферных явлений.
Однако остается актуальным вопрос: для чего нужно так внимательно следить за активностью главной звезды солнечной системы? Ответ достаточно прост: Солнце оказывает самое серьезное влияние на нашу планету и ее обителей. Пи росте интенсивности солнечных ветров (потока корпускул – заряженных солнечной энергией частиц) вызывает полярные сияния и мощнейшие магнитные бури. Они, в свою очередь, оказывают влияние на физическое и психическое здоровье человека (в магнитные бури наблюдается рост самоубийств), на техническое оборудование и электронику, на урожайность, рождаемость и смертность скота.
Как наблюдать Солнце
Многие знают главные правила того, как наблюдать за Солнцем в период солнечного затмения, так как это важно для зрения. Но в научных кругах во время исследований в телескоп существуют иные требования, с которыми будет полезно ознакомиться, чтобы не только получить качественное фото Солнца в высоком разрешении, но и увидеть корону, пятна и прочие признаки солнечной активности.
Разработаны четкие правила проведения наблюдений Солнца. Кроме того, в научном сообществе существуют требования к их оформлению, расчету и прочим процессам астрономической науки. Прежде всего, скажем о том, какие ошибки не должен допускать ни один астроном. Во-первых, нельзя делать зарисовку увиденного по визуальном наблюдение, когда астроном рассматривает поверхность Солнца и тут же делает соответствующие рисунки. Лучше использовать метод проекции на экран. На первом этапе нужно рассчитать диаметр солнечного диска, от него зависит диаметр зарисовки. Следует принимать в расчет яркость изображение и разрешения вашего телескопа. Далее исследование проводится в два этапа. Первый заключается в зарисовке солнечного диска со всеми образованиями на его поверхности, а также в подробном описании атмосферы. На втором этапе проводится камеральная обработка результатов, в том числе классификация групп факелов и пятен, определение площади и точного расположения образований, заполнение соответствующего бланка.
| Атмосфера по облачности | ||||||||||||
| 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 | |||||||||
| 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 | ||
| 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 | ||
Далее следует навести оптическую трубу на Солнце. Чтобы этот процесс был более комфортным, следует использовать тень, которую отбрасывает телескоп на экран. Солнце попадет в область зрения оптического прибора в случае, если тень от телескопа будет абсолютно прямой, а не искаженной или вытянутой. Таким образом, на экране, где зафиксирован лист с нарисованной окружностью нужного диаметра, можно увидеть изображение дневного светила. Также отметим, что не нужно фиксировать к экрану бланк наблюдений. Гораздо разумнее сделать зарисовки на отдельном листе, а потом полученный рисунок скрепить с бланком. Аналогичный метод используется и при исследовании групп пятен. На следующем этапе нужно отрегулировать экран таким образом, чтобы окружность полностью совпала с изображением Солнца.
Во время зарисовки не стоит отмечать каждую мелкую деталь. В большинстве случаев такая скрупулезность нарушает масштаб. Лучше поступить следующим образом: сделав зарисовку основных деталей на изображении солнечного диска, нужно присвоить каждой группе деталей свой номер, а на обратной стороне листа детально зарисовать все группы. Основная зарисовка должна иметь суточную параллель и ориентацию по сторонам света (W, E, S, N). На суточной параллели следует отметить траекторию смещения экрана, что делается при отключении часового привода.
В объективе телескопа мы, в первую очередь, увидим группы пятен. Присмотревшись, мы заметим уменьшение яркости по краям диска, где располагаются яркие факелы. Увиденное изображение мы должны максимально точно нарисовать на листе бумаги. Для этого мы разместим лист бумаги непосредственно на экран, куда проецируется изображение солнечного диска, и точно обведем все его особенности. Осталось лишь несколько шагов, один из которых - провести суточную параллель, для чего мы должны отметить местоположение любого пятна около солнечного экватора в нескольких точках по траектории движения диска Солнца. При этом, зарисовка проводится при включенном часовом механизме или гидирировании, суточная параллель же проводится при неподвижном телескопе. После этого делаем разметку по сторонам света. Важно понимать, что запад – это направление, куда уходит солнечный диск при остановке гидирования. А север располагается в направлении северного полюса Земли.
По окончанию зарисовки солнечного диска мы должны сделать детальную зарисовку всех групп пятен. Во время этом работы уже необязательно применять экран. Вполне можно обойтись солнечным фильтром, поскольку здесь допустима небольшая погрешность изображения. Самое главное – уделить внимание всем особенностям каждой группы пятен. С этой целью рекомендуется поднять увеличение телескопа.
Для описания атмосферы астрономы создают больные системы критериев. Можно использовать системы 2 классификаций, которые оговаривают спокойствие и облачность атмосферы. Кроме того, нужно понимать некоторые тонкости, для конспектирования которых предусмотрена графа «Примечания».
Теперь подробно расскажем о том, как грамотно оформлять свои наблюдения. Для этого существует специальный бланк, состоящий из двух сторон. На лицевой стороне находятся графы для описания данных о наблюдениях, условий их проведения и характеристики солнечного диска. Здесь же осуществляется зарисовка поверхности диска.
Кроме того, каждый астроном проводит классификацию пятен по наиболее удобной для него системе: цюрихской, Цесевича и т.д. Далее следует этап обработки данных, которая начинается с классификации образований на солнечном диске. Все особенности каждой группы описываем в соответствии с выбранной системой. Также описываем все характеристики и яркость факельного поля. Крайне важно точно измерить гелиографические координаты каждого пятна. Для этого применяются специальные гелиографические координатные сетки. Поскольку солнечная ось вращения не является перпендикуляром к плоскости земной орбиты, а Земля, как известно, вращается вокруг Солнца, земной наблюдатель видит полюса дневного светила в различных точках диска. В ряде случаев визуализируются сразу два полюса, иногда видимым остается только один.
В то же время, экватор Солнца может располагаться севернее или южнее центральной части солнечного диска. Для измерения расстояния между центральной частью солнечного диска и экватором применяются такие единицы измерения, как гелиографические градусы. А само расстояние именуется гелиографической широтой центра диска В0. Значение данного параметра влияет на выбор конкретной гелиографической сетки. Существует несколько видов гелиографических сеток: 0,00; +- 1,00; +-2,00; +- 3,00; .... +-7.00.
Кроме того, каждый исследователь Солнца должен знать угол между суточной параллелью (Р) и направлением экватора. Данный угол может иметь положительное значение (восточная часть суточной параллели находится к северу от экватора) или отрицательное значение (если восточная часть суточной параллели находится к югу от экватора). Также крайне важная величина – это гелиографическая долгота центрального меридиана (L0).
Все эти величины (В, L0, Р0, d) можно узнать в астрономическом календаре. Приведем пример расчета координат образований на солнечном диске. Для более комфортного проведения расчетов можно напечатать сетку на прозрачном материале. При этом, масштаб должен быть таковым, чтобы диаметр сетки совпадал с диаметром зарисовки. Для этого подберем нужную сетку с учетом величины В0, округленной до целых. К примеру, В0, = -3,21, тогда нужная нам сетка В = -3˚. Для верного наложения сетки следует определить положение солнечного экватора. Делается это исходя из положения суточной параллели и углом между экватором и данной параллелью. Далее предполагаем, что Р = -26,03, тогда экватор с востока будет располагаться на 26,03 к северу от суточной параллели. Выстроим угол Р (вершина – центр диска Солнца), у нас получилась позиция солнечного экватора.
Разместив гелиографическую сетку, нужно интерполировать значение L0 для момента наблюдения. В календаре оно соответствует 0h всемирного времени. Это значение вы должны перевести из всемирного времени к местному. К примеру, 2 апреля L0 = 134,54, а 3 апреля L0 = 122,21. Разница в 12,33 обозначается маркировкой dL. Рассчитаем долготу центрального меридиана во время наблюдения. Если наблюдатель находится в Москве в 12:43 (по всемирному времени в 08:43), данный параметр составляет 0,36 суток (8 ч 43 мин - это 8, 75 часа, значит 8, 75 / 24 = 3,64). Для обозначения параметра используем i. Далее действуем по формуле:
L0 - dL*i= 134.54-12.33*0.36=130,10
долготы увеличиваются по направлению с востока на запад, поэтому для образований в восточной части диска нужно вычесть их угловое расстояние до центрального меридиана из значения Lн. Далее рассчитываем площадь групп пятен, факелов и пятен большого размера. Тонкость здесь заключается том, что образования на краях солнечного диска визуально вытянуты вдоль поперечника. Определить их истинный размер можно по формуле:
Dист = dнабл * R/r
r - расстояние объекта от центра солнечного диска в тех же единицах, что и радиус,
R - радиус изображения солнечного диска.
Если направление перпендикулярно перпендикулярному радиусу направлению, используется формула:
Sист = Sнабл * R/r
Sнабл обычно измеряется в квадратных секундах дуги.
Осталось сказать лишь несколько слов о фотографическом наблюдении дневного светила. Работа с фотокамерой имеет несколько преимуществ, главное из которых заключается в более коротком времени, затрачиваемом на наблюдение. Однако здесь есть и некоторые недостатки. К примеру, атмосфера Земли нестабильна, поэтому пятна со слабым свечением визуализируются далеко не всегда. В этим связана необходимость в целой серии снимков.
Также в момент легкой облачности некоторые области диска могут быть закрыты, поэтому наблюдения откладываются до более подходящей погоды.
Впрочем, проводить фотографические наблюдения Солнца очень удобно. Из серии снимков можно выбрать наиболее удачный, максимально точно отражающий все пятна. Затем фотография вставляется в бланк наблюдений. Фотографирование Солнца проводится при значительном увеличении, затем определяется суточная параллель.
Техника безопасности для Солнца
Теперь уделим внимание технике безопасности при наблюдении Солнца. Напомним, что наблюдение Солнца представляет собой наиболее опасный вид астрономических исследований. Даже невооруженный глаз может пострадать от прямых солнечных лучей, а телескоп увеличивает интенсивность светового пучка в десятки раз. Поэтому при проведении наблюдений солнечного диска нужно обязательно использовать специальные светофильтры или солнечный экран, куда будет проецироваться изображение Солнца. Фильтры нужны и при фотографировании Солнца. Помните, что пучок света, направленный на кожу обязательно вызовет сильнейший ожог. А если допустить попадание светового пучка на любой воспламеняющийся предмет вызовет его возгорание.
Введение
Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Солнце не только источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра).
Всего одна пятисот миллионная часть энергии Солнца достигает нашей планеты. Но даже этих «крох» с солнечного «стола» достаточно, чтобы питать и поддерживать все живое на Земле. Но это еще не все. Если эти «крохи» эффективно использовать, то можно с лихвой удовлетворить энергетические потребности современного общества.
В большинстве книг по астрономии говорится, что Солнце - обычная звезда, «типичный представитель населения космоса». Но на самом ли деле Солнце во всех отношениях обыкновенное небесное тело? По словам астронома Гильермо Гонсалеса, наше Солнце уникально.
Каковы же некоторые особенности нашего Солнца, благодаря которым оно способно поддерживать жизнь?
Немного из истории
Солнце - самое знакомое каждому небесное тело. Солнце всегда привлекало к себе внимание людей, но и сегодня ученым приходится признавать, что Солнце таит в себе немало загадок.
Современному представлению о Солнце предшествовал трудный многовековой путь человека от незнания к знанию, от явления к сущности, от обожествления Солнца к практическому использованию его энергии. Было время, когда люди ничего не знали о размерах Солнца и его температуре, состоянии вещества Солнца и т. д. Не зная о расстоянии до Солнца, древние принимали видимые размеры за действительные. Гераклит, например, полагал, что «Солнце имеет ширину в ступню человеческую», Анаксагор весьма неуверенно допускал, что Солнце может быть большим, чем оно, кажется, и сравнивал его с Пелопоннесским полуостровом. Совершенно неясной оставалась картина физической природы Солнца. Пифагорейцы, например, его относили к планетам и наделяли хрустальной сферой. Один из учеников Пифагора -- Филолай (V в. до н. э.), допускавший мысль о движении Земли, считал, что Солнце не имеет никакого отношения к «центральному огню», вокруг которого оно, по его мнению, само вращается вместе с Землей, Луной и пятью планетами (и вымышленным небесным телом -- «противоземлей») и который остается невидимым для жителей Земли. Следует отметить, что подобные выдуманные представления о движении Земли нельзя смешивать с первыми научными догадками о движении Земли, принадлежащими, по-видимому, Аристарху Самосскому (III в. до н. э.), который впервые дал метод определения сравнительных расстояний до Солнца и Луны. Несмотря на неудовлетворительность полученных результатов (было найдено, что Солнце находится в 19--20 раз дальше от Земли, чем Луна), мировоззренческое и научное значение их очень велико, так как впервые был научно поставлен и отчасти решен вопрос об определении расстояния до Солнца. Без принципиально правильного разрешения этого вопроса не могло быть и речи о выяснении истинных размеров Солнца. Во II в. до н. э. Гиппарх находит, что параллакс Солнца (т. е. угол, под которым с расстояния Солнца виден радиус Земли) равен 3, что соответствует расстоянию до него в 1200 земных радиусов, и это считалось верным, почти восемнадцать веков -- до работ Кеплера, Гевелия, Галлея, Гюйгенса. Последнему (XVII в.) принадлежит наиболее точное определение расстояния до Солнца (160 млн. км). В дальнейшем исследователи отказываются от непосредственного определения параллакса Солнца и применяют косвенные методы. Так, например, довольно точное значение горизонтального параллакса получали из наблюдений Марса в противостоянии или Венеры во время ее прохождения по диску Солнца.
В XX в. успешные измерения солнечного параллакса выполнялись при наблюдениях астероидов. Была достигнута значительная точность в определении параллакса Солнца (р =8",790±0",001). Солнечный параллакс измеряли и разнообразными другими методами, из которых наиболее точными оказались радиолокационные наблюдения Меркурия и Венеры, выполненные советскими и американскими учеными в начале 60-хгодов.
К началу XVII в. относятся знаменитые телескопические наблюдения Галилеем солнечных пятен, его борьба за доказательство того, что пятна находятся на поверхности Солнца. Было открыто вращение Солнца, накоплены данные о ядрах и полутени пятен, обнаружены пятнообразовательные зоны на Солнце. Тем не менее, пятна еще долгое время принимали за вершины гор или продукты вулканических извержений. Более полувека признавалась фантастическая теория Вильяма Гершеля, предложенная им в 1795 г., которая основывалась на подтвердившихся впоследствии представлениях А. Вилсона о том, что пятна -- это углубления в солнечной поверхности. Согласно теории Гершеля, внутреннее ядро Солнца -- холодное, твердое, темное тело, окруженное двумя слоями: облачный внешний слой -- это фотосфера, а внутренний -- играет роль защитного экрана (защищающего ядро от действия огнедышащей фотосферы). Тень пятна -- это просвет холодного ядра Солнца сквозь облачные слои, а полутень -- просветы облачного внутреннего слоя. Гершель сделал следующий общий вывод из своей теории: «С этой новой точки зрения Солнце представляется мне необычно величественной, огромной и яркой планетой; очевидно, это первое или, точнее говоря, единственное первичное тело нашей системы... всего вероятнее, что оно обитаемо, подобно остальным планетам, существами, органы которых приноровлены к особенным условиям, господствующим на этом громадном шаре». Как не похожи эти наивные представления о Солнце на гениальные мысли Ломоносова о природе нашего дневного светила.
Сейчас ученые изучают природу Солнца, выясняют его влияние на Землю, работают над проблемой практического применения неиссякаемой солнечной энергии. Важно и то, что Солнце -- ближайшая к нам звезда, единственная звезда в Солнечной, системе. Поэтому, изучая Солнце, мы узнаем о многих явлениях и процессах, присущих звездам и недоступных детальному наблюдению из-за огромной удаленности звезд.
Солнце, как небесное тело
Солнце -- центральное тело Солнечной системы -- представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце -- ближайшая к Земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8? мин.
Мощность излучения Солнца очень велика: она равна 3,8*10 20 МВт. На Землю попадает ничтожная часть солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоемы, дает энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменного угля, нефти и других полезных ископаемых.
Видимый с Земли диаметр Солнца составляет около 0,5°, расстояние до него в 107 раз превышает его диаметр. Следовательно, диаметр Солнца равен 1 392 000 км, что в 109 раз больше земного диаметра.
Если сравнить несколько последовательных фотографий Солнца, то можно заметить, как меняется положение деталей, например пятен на диске. Это происходит из-за вращения Солнца. Солнце вращается не как твердое тело. Пятна, находящиеся вблизи экватора Солнца, опережают пятна, расположенные в средних широтах. Следовательно, скорости вращения разных слоев Солнца различны: точки экваториальной области Солнца имеют не только наибольшие линейные, но и наибольшие угловые скорости. Период вращения экваториальных областей Солнца 25 земных суток, а полярных -- более 30.
Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают вглубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоев. Следовательно, температура также растет по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга.
В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5*105 кг/м 3 . Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области с радиусом примерно в? солнечного. Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. На протяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло.
Все рассмотренные выше слои Солнца фактически не наблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений.
Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них -- фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Фотосфера -- «светящаяся сфера» Солнца -- самый нижний слой его атмосферы, излучающий львиную долю поступающей от Солнца энергии. Толщина фотосферы около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних, более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются фраунгоферовы линии поглощения.
Исследование фраунгоферовых линий позволяет определить химический состав атмосферы Солнца. На Солнце обнаружено более 70 химических элементов. Никаких «неземных» элементов Солнце не содержит. Самые распространенные элементы на Солнце -- водород (около 70% всей массы Солнца) и гелий (29%).
Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек -- гранул -- размером около 1000 км, окруженных темными промежутками, создает впечатление ячеистой структуры -- грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течение нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные изменения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними -- опускается.
Эти движения газов порождают в солнечной атмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе.
Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы Солнца -- хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500 К оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.
Расположенный над фотосферой слой, называемый хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие как бы язычки пламени -- хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизованного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение. В приложении приведена фотография участка Солнца, полученная в лучах водорода (красная спектральная линия с длиной волн 656,3 нм). Для излучения в этой длине волны хромосферы непрозрачна, а потому излучение глубже расположенной фотосферы на снимке отсутствует.
Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей -- яркие и темные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизованного кальция. Как и грануляция, она является следствием движений газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов.
Самая внешняя и очень разреженная часть солнечной атмосферы -- корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Она имеет температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полного солнечного затмения либо с помощью коронографа.
Вся солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 мин.
В возникновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением, охватывающим все слои солнечной атмосферы и зарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки.
В ходе наблюдений ученые выяснили, что Солнце -- мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны).
Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие -- постоянную и переменную (всплески, «шумовые бури»). Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.
Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.
Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц -- корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы -- солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы -- солнечной короны. На фоне этого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего они связаны с особыми областями солнечной короны -- коронарными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце. Наконец, с солнечными вспышками связаны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом электронов и протонов. В результате наиболее мощных вспышек частицы могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частицы с такими большими энергиями называются солнечными космическими лучами.
Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и магнитное поле, вызывая множество интересных геофизических явлений.
Приборы наблюдения за Солнцем
Для наблюдений Солнца используются специальные инструменты, называемые солнечными телескопами. Мощность излучения, приходящего от Солнца, в сотни миллиардов раз больше, чем от самых ярких звезд, поэтому в солнечных телескопах используют объективы с диаметрами не более метра, но и в этом случае большое количество света позволяет использовать сильное увеличение и работать, таким образом, с изображениями Солнца диаметром до 1 м. Для этого телескоп должен быть длиннофокусным. У крупнейших солнечных телескопов фокусное расстояние объективов достигает сотни метров. Такие длинные инструменты невозможно монтировать на параллактических установках, и обычно их делают неподвижными. Чтобы направить лучи Солнца в неподвижно расположенный солнечный телескоп, пользуются системой двух зеркал, одно из которых неподвижно, а второе, называемое целостатом, вращается так, чтобы скомпенсировать видимое суточное перемещение Солнца по небу. Сам телескоп располагают либо вертикально (башенный солнечный телескоп), либо горизонтально (горизонтальный солнечный телескоп). Удобство неподвижного расположения телескопа заключается еще и в том, что можно использовать большие приборы для анализа солнечного излучения (спектрографы, увеличительные камеры, различного типа светофильтры).
Помимо башенных и горизонтальных телескопов для наблюдений Солнца могут быть использованы обычные небольшие телескопы с диаметром объектива не более 20-40 см. Они должны быть снабжены специальными увеличительными системами, светофильтрами и камерами с затворами, обеспечивающими короткие экспозиции.
Для наблюдения солнечной короны применяют коронограф, позволяющий выделять слабое излучение короны на фоне яркого околосолнечного ореола, вызванного рассеянием фотосферного света в земной атмосфере. По своей сути это обычный рефрактор, в котором рассеянный свет сильно ослабляется благодаря тщательному подбору высококачественных сортов стекла, высокому классу их обработки, специальной оптической схеме, устраняющей большую часть рассеянного света, и применению узкополосных светофильтров.
Для изучения солнечного спектра помимо обычных спектрографов широко используются специальные приборы -- спектрогелиографы и спектрогелиоскопы, позволяющие получить монохроматическое изображение Солнца в любой длине волны.
