Наблюдение и исследование солнечной активности

 Цель работы: изучение физической природы Солнца, его активности и механизмов его проявления

Приборы и принадлежности: телескоп-рефрактор школьного типа с проекционным устройством, экран, фотокамера или цифровая камера, подключенная к ноутбуку.

Основные теоретические сведения

Имеющийся в кабинете телескоп помимо основной функции – наблюдать индивидуально астрономические объекты – позволяет проектировать на экран их изображения, позволяя их исследовать уже не индивидуально, а одновременно несколькими участниками проводимых наблюдений. При этом можно изменять размер изображения, фотографировать, проводить относительные измерения отдельных элементов этого изображения. Очевидно, такая возможность может быть достаточно легко реализована для астрономических объектов с большой интенсивностью. Таким объектом является Солнце.

 Солнце – звезда, энергию излучения которой обеспечивают термоядерные реакции. Главным источником излучаемой Солнцем энергии являются ядерные процессы превращения водорода в гелий, происходящие в недрах Солнца при температурах в сотни миллионов градусов. В основном за счёт конвективных потоков внутри Солнца его поверхность прогревается до температуры 6000 градусов по Цельсию. Миллионы и миллиарды лет постоянство температуры поверхности Солнца поддерживается равенством энергии, производимой реакциями и поступающей к поверхности, и энергии, уносимой от неё излучением в космическое пространство. Известно, что это излучение обеспечивает при падении на Землю перед её атмосферой мощность потока, приходящегося на один квадратный метр перпендикулярной к потоку площадки, равный 1364 Вт. Это значение называют солнечной постоянной С (С = 1,364х10³ Вт/м²).

Т. к. Солнце излучает энергию одинаково во все стороны, то на каждый квадратный метр воображаемой сферы с центром в Солнце, имеющей радиус, равный расстоянию до Земли (L = 1,5 х 10¹¹ м.), обеспечивается такая же мощность падающего излучения, как и на каждый квадратный метр у Земли. В космическом пространстве нет поглощения распространяющемуся излучению, то, следовательно, мощность излучения Солнца со всей его поверхности сохраняется при распространении и равна всей мощности излучения, проходящего через воображаемую сферу. Радиус Солнца равен 6,96 х 10⁸ м.

Известно, что при образовании одного грамма гелия из водорода, выделяется энергия примерно 7,14 х 10¹¹ Дж. В Солнце водорода содержится около 70 %. от его массы. Масса Солнца составляет 1,99 х 10³⁰ кг.

Наше светило помимо излучения электромагнитных волн в широком диапазоне создаёт поток выбрасываемых им частиц, в основном протонов и электронов. Этот поток принято называть солнечным ветром. Скорость этого потока такова, что большая часть частиц достигают Земли через два дня после вылета из Солнца. Было замечено, что интенсивность этого потока, помимо случайных изменений, претерпевает статистически устойчивые колебания интенсивности с периодом примерно в 11 лет. В результате длительных наблюдений выяснилось, что максимумы такой солнечной активности совпадают с увеличением числа тёмных пятен на Солнце. Возникающие тёмные пятна имеют разный размер, форму, «живут» от нескольких дней до полутора-трёх месяцев. Пятнообразовательная деятельность Солнца изучается статистическими методами. Интенсивность образования пятен принято называть солнечной активностью, и характеризуют так называемыми числами Вольфа.

Статистика солнечных пятен сводится к подсчету числа g групп пятен и числа всех пятен ƒ, включая входящие в группы и одиночные пятна, причем, каждое пятно в общей полутени и каждая пара принимается в этом случае за отдельное пятно, а каждое отдельное пятно или пара за самостоятельную группу. По результатам подсчетов вычисляется относительное число пятен W₀, называется числом Вольфа:

W₀ = 10 g + ƒ.                                        (4.1)

Так, если на Солнце имеется две группы пятен, одна из которых содержит четыре пятна, а другая шесть пятен и, кроме того, имеется семь отдельных пятен и пар, то число групп g = 2+ 7 = 9, число пятен ƒ = 4 + 6 + 7 = 17 и число Вольфа W₀ = 10* 9 + 17 = 107.

Солнечная активность характеризуется также солнечными вспышками, протуберанцами и коронарными дырами.

Если среднее число Вольфа превышает 200 единиц, а среднее количество солнечных групп было больше десяти, то такие параметры соответствуют эпохе активного Солнца. В этот период чаще происходят магнитные бури, полярные сияния наблюдаются не только в полярных областях, но и в средних широтах. Наблюдались они и в Пензенской области в 1956, 1989 и в 2000 г. Если число Вольфа меньше 100, то такое состояние называют спокойным Солнцем.

В работе предстоит с помощью проекционного устройства, входящего в комплект телескопа, получить изображение Солнца, сфотографировать и по снимкам определить размеры пятен и число Вольфа. Также необходимо оценить и энергетические характеристики Солнца и его временные резервы.

Практическая часть.

Проекционная часть телескопа представляет собой оптическую систему, размещённую в тубусе, который можно вставлять на место окуляра. При этом изображение можно получать на экране, помещаемом за телескопом на его оптической оси на расстояниях от 15 – 20 сантиметров до нескольких метров. При этом нужно будет защитить экран от прямых лучей Солнца, что создаёт некоторые затруднения.

 Имеется возможность обеспечить более комфортные условия наблюдений. Для этого в комплекте принадлежностей к телескопу есть поворотное зеркало, которое позволяет разместить экран не на продольной оси телескопа, а сбоку, разместив его в удобном месте (справа, слева, даже – сверху или снизу, например, на полу).

Рекомендации по выполнению работы:

  Ни в коем случае не допускать прямого попадания света, прошедшего через телескоп, в глаза!!!

 Желательно поместить телескоп в помещении у окна, выходящего на юг. Желательно выполнять работу в середине дня, с 12 часов до 14., т.к. в это время Солнце, имея максимальную высоту над горизонтом, по небу перемещается практически горизонтально, и поэтому за его движением легче следить при горизонтальной установке телескопа. А конструкция телескопа именно такая. Экран лучше разместить сбоку от телескопа на стене помещения, стараясь по возможности уменьшить попадания на него постороннего света.

Ход работы

ЗАДАНИЕ №1. Получение изображения солнечных пятен и определение числа Вольфа

1.  Установить телескоп на треноге, направив его на Солнце. При невозможности работы в помещении, необходимо вблизи школы выбрать наиболее удачное место, по возможности имеющие особенности, облегчающие выполнение работы.

2. Заменить окуляр телескопа на тубус проекционного устройства.

3. Установить на проекционном устройстве поворотное зеркало, направив свет на экран.

4. Поворотными винтами добиться положения телескопа, при котором изображение Солнца было совмещено на экране с серединой поля зрения телескопа.

5. Обеспечить такое расстояние от телескопа до экрана, чтобы изображение Солнца имело диаметр от 30 см. до 60-70 см. Если имеется заметная посторонняя засветка, то для обеспечения хорошего контраста предпочтительны меньшие размеры изображения.

6. Потренироваться в плавном перемещении телескопа в горизонтальной плоскости для последующего контроля за поддержанием изображения при видимом движении Солнца.

7. Отфокусировать телескоп плавным вращением винта, перемещающего установленное на телескопе проекционное устройство вдоль оптической оси, добившись наиболее чёткого изображения.

8. Сделать несколько фотографий изображений Солнца. Можно снять изображение цифровой камерой подключенной к ноутбуку.

9. С помощью принтера получить эти изображения в удобном масштабе на бумаге для последующей работы с ними. При съемке цифровой камерой сохранить видеофайл на жестком диске ноутбука.

10. Определите число Вольфа для текущей активности Солнца (формула 4.1).

11. Занесите результаты измерения в таблицу 4.1.

Табл.3.5 Определение числа Вольфа

№, п/п	g (число групп пятен)	f (число пятен)	W0

12. Оцените состояние солнечной активности.

13. При накоплении числа фотографий Солнца за несколько дней провести оценку скорости его вращения по изменению положения пятен.

 

Приложение. Фотографии Солнца

Рис. 4.1 Фотография активной области AR 9169. Сентябрь 2000 года. Диаметр пятна в AR 9169 больше чем в два раза превышает диаметры обычных солнечных пятен, но все же в полтора раза меньше диаметра пятна, которое наблюдалось на Солнце в 1947 году.

Рис. 4.2. Пятна на Солнце в 2002 году.

Рис.4.3. 23 октября 2003 года

 

Рис. 4.4. Пятна на Солнце 28 октября 2003 года.

Рис 4.5. Пятна на Солнце 15 января 2005 года.

Рис.4.6. Пятна на Солнце 4 сентября 2009 года. Пятна практически отсутствуют и число Вольфа W=0.5

Рис. 4.7. 4 декабря 2006 года

Рис. 4.8. 12 сентября 2010 года

Рис. 4.9. 13 ноября 2011 года

 

Вопросы и задания для собеседования

1. Прономеруйте все пятна ручкой непосредственно на изображении Солнца. С помощью линейки измерьте размеры этих пятен. Зная истинный диаметр Солнца, определите и их истинные размеры. Сравните с размерами Земли. Занесите в таблицу списком.

2. По значению солнечной постоянной С вычислите общую мощность излучения Солнца, энергию излучения за 1 минуту, час, год.

3. Зная, что водород составляет приблизительно 70% солнечной массы, и при превращении каждого грамма водорода в гелий выделяется 7,14 х 10¹¹ Дж. энергии, вычислите продолжительность современной интенсивности солнечного излучения в будущем.