Хотя такой фильтр придает изображению зеленоватый оттенок, он недорог и вполне достаточен для эпизодических наблюдений.
Видимая часть Солнца представляет собой слой, называемый фотосферой, который образует кажущуюся "поверхность" Солнца. Первое, что можно увидеть в фотосфере, — это большие солнечные пятна. Видимые невооруженным глазом пятна обычно возникают в период повышенной солнечной активности. Нередко в такие периоды можно наблюдать несколько групп пятен одновременно. Для наблюдения невооруженным глазом представляет интерес отслеживание изменения местоположений таких пятен. Кроме пятен можно заметить уменьшение яркости диска Солнца к его краю. Это потемнение является результатом того, что луч света от края диска на пути к наблюдателю проходит через существенно более толстый слой темной и холодной верхней части фотосферы.
Солнце и телескоп
Фильтр сварщика дает удовлетворительное для невооруженного глаза изображение Солнца. Однако невысокое оптическое качество делает его неприемлемым для наблюдений дневного светила в телескоп или бинокль. Для этого имеются другие возможности. Следует только иметь ввиду, что входящий в комплект некоторых телескопов окулярный солнечный фильтр представляет большую опасность. Он выполнен в виде черного стекла в оправе, которая крепится к окуляру. Тепло Солнца, сконцентрированное телескопом, может разрушить такой фильтр в любой момент без предупреждения. Поэтому самое разумное решение — не использовать такие фильтры.
Для безопасного разглядывания Солнца многие наблюдатели используют солнечные фильтры, которые надежно крепятся на входном отверстии телескопа. Фильтры такого типа защищают не только глаз наблюдателя, но и его телескоп, не пропуская внутрь мощный поток солнечного излучения.
Перед началом наблюдений не забудьте убедиться в том, что искатель телескопа закрыт крышкой со стороны объектива. Навести телескоп на Солнце без помощи искателя очень просто. Нужно поворачивать телескоп таким образом, чтобы тень от него оказалась минимальной. В этом случае изображение Солнца окажется в поле зрения окуляра с небольшим увеличением.
Для большинства видов астрономических наблюдений большее означает лучшее. Чем больше телескоп, тем больше света он собирает и тем выше его теоретическое разрешение. Но при наблюдении Солнца предпочтение отдается небольшим телескопам. Проблема здесь состоит не в собирании света, а в его ослаблении. Что касается разрешения, то преимущество большого инструмента нейтрализуется атмосферной турбулентностью. Дневная атмосфера редко позволяет использовать максимальное разрешение даже 10-сантиметрового телескопа.
Солнце можно наблюдать и без использования защитных светофильтров — методом солнечной проекции. Окуляр телескопа, помещенный в фокусиро-- вочный узел, используется для проецирования изображения Солнца на подходящую поверхность. Обычно изображение Солнца выводят на белый лист бумаги. Но независимо от белизны экрана, для того чтобы можно было рассмотреть тонкие детали солнечной поверхности, его необходимо защитить как от прямых солнечных лучей, так и от постороннего света. Этот метод позволяет с помощью 10-сантиметрового телескопа получать приличное изображение Солнца диаметром до 80 см. Размер и яркость солнечного изображения зависят, главным образом, от расстояния между окуляром и экраном: чем больше это расстояние, тем больше размер изображения, но меньше его яркость.
Пятнистое Солнце
Солнечные пятна — это области солнечной поверхности, имеющие более низкую температуру. Причиной возникновения таких областей являются мощные локальные магнитные поля, препятствующие вертикальной конвекции вещества из внутренних слоев Солнца. Солнечные пятна кажутся почти черными, но это лишь эффект контраста. Если бы пятно среднего размера можно было поместить на ночное небо, оно сияло бы в 10 раз ярче полной Луны!
Даже случайный наблюдатель быстро замечает, что солнечные пятна бывают разных размеров и формы. Если простейшие солнечные пятна представляют собой изолированные темные области, то у больших пятен строение более сложное. Они имеют центральную темную часть, называемую тенью, которую окружает серая полутень. Часто полутень выглядит как однородное окаймление. Но при хороших атмосферных условиях можно рассмотреть ее радиальную структуру, состоящую из темных и светлых точек. В кратковременные периоды очень хорошей видимости можно также заметить крошечные круглые солнечные пятна диаметром 2" и меньше, которые называются порами. Иногда из них возникают полноценные пятна, но чаще всего они просто исчезают, просуществовав всего несколько минут.
Большинство солнечных пятен концентрируется в группы, которые могут претерпевать большие изменения за несколько часов. Такие группы обычно состоят из большого "флагманского" пятна, окруженного несколькими более мелкими пятнами. Иногда наблюдается пара больших пятен, окруженных сеткой более мелких, которые выстраиваются в виде дуги или прямой линии. Обычно пара больших пятен имеет противоположную магнитную полярность: одно пятно — положительное, другое — отрицательное.
Проследить эволюцию солнечных пятен позволяют их зарисовки. Так же как и зарисовка планет, зарисовка солнечных пятен улучшает ваши наблюдательные способности. Вы можете проследить сложные превращения групп солнечных пятен во времени, а также встречать некоторые активные области как старых знакомых, когда они, исчезнув за западным лимбом Солнца, через две недели вновь появятся из-за восточного лимба. Обратите внимание: пятна вблизи солнечного лимба иногда напоминают провалы или воронки на "ровной" солнечной поверхности. Это — эффект Вильсона, названный так в честь шотландского астронома XXVIII века Александра Вильсона, впервые обратившего внимание на это явление.
Другие проявления активности Солнца
Внимательное наблюдение солнечных пятен показывает, что большинство из них окружено более яркими областями, называемыми факелами. Потемнение к краю помогает факелам выделяться на фоне фотосферы, поэтому лучше всего наблюдать их вблизи лимба Солнца.
Возможно, вам также удастся увидеть и еще одну особенность солнечной "поверхности" — грануляцию, которая придает фотосфере "песчаную" структуру. Грануляция вызвана конвекцией вещества из внутренних слоев Солнца в наружные. Отдельные гранулы имеют размер всего в несколько угловых секунд и, следовательно, требуют хороших атмосферных условий. При нестабильной атмосфере грануляция может выглядеть как крупное ис-перчение больших участков фотосферы. Требуется всего несколько минут для того, чтобы отдельные гранулы исчезли и на их месте возникли новые.
Описанные выше проявления солнечной активности видимы в белом свете. Если вам понравилось наблюдать Солнце, то вы можете воспользоваться более современными способами наблюдения с использованием специальных фильтров, выделяющих узкую полосу спектра электромагнитного излучения, и увидеть много других особенностей (например, протуберанцы).
Для таких наблюдений требуется более дорогостоящее оборудование (коронограф, Нα фильтр), чем обычные светофильтры для наблюдения в видимом свете.
Солнечная активность изменяется на протяжении 11-летнего цикла. По мере развития этого цикла активность возрастает и снижается, а вместе с этим изменяется количество видимых деталей на Солнце. Когда активность минимальна, поверхность Солнца почти не содержит неоднородностей, она полностью лишена солнечных пятен. При наступлении максимума на поверхности Солнца можно насчитать сотни пятен, сгруппированных в полдюжины групп и более, а также множество факелов. Очевидно, что наиболее интересным периодом наблюдения Солнца являются годы, окружающие максимум активности. Сейчас мы как раз находимся на самом пике солнечной активности, поэтому предстоящие годы могут принести много сюрпризов. Нет сомнений, что именно сейчас наступил наилучший период для того, чтобы начать заниматься дневной наблюдательной астрономией!
Джефф Медкефф
Определение координат солнечных пятен
Ценность ваших наблюдений Солнца резко повысится, если вы сможете определять гелиографические координаты зарисованных деталей солнечной поверхности. С их помощью, например, вы сможете проанализировать распределение по широте и долготе мест возникновения солнечных пятен, поведение групп пятен по мере их развития и взаимодействия, опознать долгоживущие пятна.
Для определения солнечной долготы и широты пятен можно использовать метод позиционирования Стонихарста. На рисунке показан один из восьми дисков Стонихарста, комплект которых вы можете найти в этом номере журнала. Эти диски, на которых нанесены линии приращения солнечной долготы и широты, отражают кажущийся сдвиг экватора и оси вращения Солнца на протяжении года из-за изменения перспективы земного наблюдателя. Сдвиг изменяется в пределах от 0°до 7°, и на каждом диске стоит соответствующая метка. Для использования этих дисков вам понадобятся эфемериды Солнца, которые вы можете взять из астрономического календаря.
Прежде всего необходимо взять из календаря значение позиционного угла (Р) оси вращения Солнца для даты наблюдения; его величина будет отрицательной, когда ось отклонена к западу. С помощью транспортира отметьте это положение на своем рисунке. Затем найдите в эфемеридах гелиографи-ческую широту (Во) центра солнечного диска. Эта величина будет отрицательной, когда солнечный экватор кажется расположенным к северу от центра диска. Выберите диск Стонихарста, имеющий соответствующее значение В0 и сориентируйте его в соответствии с Р. Наложите вашу зарисовку солнечного диска (выполненную на тонкой бумаге) на диск Стонихарста и прочтите значения широты и долготы для каждого пятна.
Определение широты пятна — очевидно. Для того, чтобы получить его истинную долготу, необходимо сначала определить долготу центра диска на момент наблюдения (Lo). Теперь осталось сложить полученную величину с долготой пятна, если оно расположено западнее центрального меридиана (или вычесть из нее, если пятно находится восточнее меридиана). В результате вы получите гелиографическую долготу пятна.
Хотя метод Стонихарста может показаться длительным и утомительным, но он гораздо легче и быстрее, чем математический метод определения координат солнечных пятен. Более того, он работает быстрее при массовом определении координат пятен.
