Солнце и его наблюдения

Введение

Когда я впервые навел свой телескоп на Солнце, я хотел просто посмотреть на солнечные пятна, факелы, тогда я даже и не думал, что Солнце станет для меня, что называется, увлечением всей жизни. Гораздо позже я узнал о том, что есть индексы активности, что наблюдения нашего дневного светила – это настоящая, ответственная работа, которая требует большой отдачи, доставляя при этом огромное удовольствие. Даже теперь, когда жизненные обстоятельства не дают мне возможность проводить регулярные наблюдения Солнца, я не упускаю возможности взглянуть на него. Конечно же, астроному-любителю доступно много объектов дальнего космоса, планет и их спутников, комет, но почему-то только когда я наблюдаю, Солнце я испытываю то самое ощущение, какое испытывал, когда первый раз навел свой телескоп на него.

Начиная эту статью, я ставил перед собой задачу - помочь начинающим наблюдателям Солнца правильно организовать свою работу. По мере возможности я постараюсь наиболее полно рассказать о методах наблюдения нашего дневного светила, об оборудовании, которое необходимо для этого, все то, что необходимо знать для того, что бы вести регулярные наблюдения Солнца, и получать хорошие результаты, такие, которые можно использовать в научной работе.

Конечно же, на эту тему существует масса материалов, статей и литературы. Но, как правило, они либо поверхностные, либо чрезмерно углубленные. Я же, в свою очередь, попытаюсь раскрыть эту тему в той мере, которая необходима астроному-любителю, не углубляясь в физику Солнца и в методику сложных наблюдений, требующих более сложного оборудования.

Немного об оборудовании

Перед тем как рассказать собственно о наблюдениях Солнца, давайте остановимся на том, какое оборудование стоит применять для этого. Основным назначением телескопа является собрать как можно больше света от источника. Все небесные тела находятся от нас так далеко, что пучок света, идущий от любого из них можно считать параллельным. Мы способны видеть звезды не слабее 6m, потому, что наш глаз не может получить достаточное для регистрации количество света, от более слабых объектов. Причина этому в том, что наш зрачок, имеющий диаметр в 5 мм, не пропускает достаточное количество света. Тут нам на помощь приходит телескоп. Его объектив имеет гораздо более крупный диаметр, а, следовательно, и света он собирает больше.

Как же устроен телескоп? Телескоп состоит из двух основных частей – объектива и окуляра. Объектив собирает лучи в одну точку – фокус. Расстояние от объектива до фокуса называется фокусным расстоянием. Это, наряду с диаметром объектива, является основными характеристиками телескопа. Что это нам дает? Дело в том, что возможности человеческого глаза ограниченны. Рассматривая какой либо предмет, мы стараемся поднести его как можно ближе к глазам. Но ближе чем на 20см, мы ничего разглядеть не сможем и для этого нам понадобиться увеличительное стекло. Значит, что предмет в 0.1 мм мы можем разглядеть с расстояния не более 25см, что дает нам угол около 1, 5 минуты. Но под таким углом на том расстоянии, на которое от нас удалена Луна, мы увидим только объект размером не менее 150км. Объектив телескопа позволяет нап построить изображение Луны прямо около глаза. Но это изображение получается в виде точки, как же нам его разглядеть? Поступим точно так же как и с любым другим маленьким объектом – воспользуемся увеличительным стеклом. Именно роль этого увеличительного стекла и выполняет окуляр. Значит, телескоп позволит нам собрать больше света от объекта и увеличить угол, под которым нам его видно.

Но как узнать размеры построенного объективом изображения. Если за объективом установить экран, то на нем мы увидим изображение объекта. Размер этого изображения будет равен произведению фокусного расстояния объектива на угловой размер объекта. Зная, что угловой диаметр Солнца равен приблизительно 32’ мы можем получить следующую зависимость – фокусное расстояние в метрах равно диаметру изображения Солнца в сантиметрах. Кроме того, очень важно знать разрешающую способность телескопа, то есть минимальное угловое расстояние, на котором два объекта будут видны отдельно друг от друга. Этот показатель тесно связан с диаметром и фокусным расстоянием объектива. Теперь поговорим о том, чем же отличается солнечный телескоп своего обычного собрата. Солнце – объект очень яркий. Поэтому при наблюдениях Солнца необходимость собирать больше света отпадает. Даже наоборот, необходимо снизить яркость изображения. Однако же уменьшать диаметр объектива мы не можем, так как разрешающая способность телескопа так же уменьшиться. Именно в этом и заключается особенность солнечного телескопа.

Так как же решить эту проблему? Наиболее простым способом является проекция изображения Солнца, постоянного телескопом на экран, когда наблюдатель не смотрит непосредственно в окуляр, а смотрит на специально сконструированный экран. Для объяснения действия этого метода обратимся к рисунку слева.

Итак, если мы посмотрим на Солнце в окуляр, то весь собранный телескопом свет будет собран в пучок, равный диаметру окуляра (точка D1), или диаметру зрачка. Другими словами свет, собранный со всей площади объектива, будет, при сохраненной интенсивности, иметь значительно меньший диаметр пучка. Для понимания обратимся к такому примеру: возьмем два груза, оба весом в 1кг, но один площадью в 1метр, а другой в 10см и положим их на натянутую пленку. Разуметься тот груз, который имеет меньшую площадь, будет оказывать большее влияние на пленку.

Остановимся на том, каким должен быть солнечный экран. Экран должен смещаться вдоль оптической оси, фиксируясь стопорными винтами на салазках. При этом не должно быть «свисания» экрана, то есть ситуации, когда центр экрана, под действием веса самого экрана находиться ниже оптической оси. Экран должен быть защищен от прямого солнечного света, для чего делаются картонные бортики, высотой около 10-ти сантиметром. Кроме того, если у вас рефрактор, или любая другая система телескопа, у которой окулярный узел находиться сзади, то на его трубе должен быть надет защитный экран, который в 3-4 раза больше основного. Если у вас рефлектор системы ньютона, или люьой другой системы, при которой окуляр находиться сбоку, то достаточно только бортиков на экране.

Однако, на некотором расстоянии от окуляра, где расположен экран, диаметр светового пучка, будет больше, при той же интенсивности, а значит яркость изображения снизиться. Значит, при наблюдениях Солнца, методом проекции, оберегает наблюдателя от травм. Второй метод заключается в том, что бы в оптическую схему внести солнечный светофильтр. Фильтры могут быть двух видов. Первые из них устанавливаться перед объективом, они имеют большую пропускающую способность. Второй тип фильтров ставиться за окуляром, они почти не пропускают свет. Более безопасным и удобным в использовании является первый тип фильтров. Это объясняется тем, что окулярный фильтр может быть поврежден, если он не рассчитан под данный телескоп. Кроме того, окулярный фильтр, может упасть и тогда наблюдатель может лишиться зрения. В последнее время все большей популярностью пользуются фильтры из специальной пленки – Astrosolar. Для этого изготавливается специальная крышка с отверстием, равным диаметру объектива, которая будет надеваться на объектив. Отверстие в крышки закрывается пленкой. В итоге получается идеальный фильтр.

Кроме того, есть еще ряд способов снизить яркость изображения. Например в зеркальных телескопах можно не покрывать зеркало отражающим слоем, тогда большая часть света будет проходить за отражающую грань зеркала и не будет попадать в фокус, что снизит яркость. Другим способом является постройка длиннофокусных телескопов, это так же снижает яркость. Однако и в том и в другом случае следует применять фильтры. Еще одним способом наблюдения Солнца в белом свете, является целостатная установка. Принцип ее действия заключается в следующем. Главная оптическая схема телескопа располагается горизонтально и является стационарной. Солнечный свет на главное зеркало направляется при помощи системы плоских оптических зеркал, которые посылают на главное зеркало солнечный зайчик. Приблизительная схема такой установки представлена на рисунках слева и справа. Поскольку склонение Солнца меняется в течении года, солнечный свет будет падать на целостатное зеркало под разными углами. Для того, что бы пучок света всегда попадал на главное зеркало, в системе должно быть подвижное зеркало, смещающееся вдоль оси объектива.

Подвижное зеркало находиться южнее целостата. Это может привести к тому, что тень от него, или его монтировки может попасть на целостат. Для того, что бы избежать подобной ситуации, предусмотрена возможность перемещения целостата по линии запад-восток. При этом целостат должен непременно оставаться в таком положении, что бы ось его вращения была направлена на Полюс Мира.

Как наблюдать Солнце

Теперь давайте перейдем к тому, как правильно проводить наблюдения Солнца, как оформлять их, что и как надо рассчитывать и для чего. В общем, как я уже говорил, обо всем, что надо знать начинающему астроному-солнечнику для работы. Основной уклон я буду делать на зарисовку и оформления зарисовок Солнца. Хотя в конце остановлюсь и на фотографических наблюдениях.

Итак, основной и, на мой взгляд, грубейшей ошибкой является то, что зарисовка производится по визуальным наблюдениям, когда наблюдатель непосредственно смотрит на Солнце и зарисовывает потом то, что увидел. Гораздо более точным является способ проекции на экран. Для начала следует определиться с диаметром диска Солнца, то есть с диаметром зарисовки. Здесь надо учитывать яркость изображения, даваемое Вашим телескопом и его разрешение. Я на 62-х мм рефракторе делал диаметр 15см. На мой взгляд, такой диаметр наиболее удобен. Наблюдения Солнца проводятся в два этапа. Первый - непосредственно зарисовка диска Солнца, включающая зарисовку образований на диске Солнца, описание атмосферы. Второй камеральная обработка результатов, включающая классификации групп пятен и факелов, заполнение бланка, определение координат и площадей пятен и факелов. Теперь наводим телескоп на Солнце. Для более удобно наведения можно использовать тень телескопа на экране. Солнце будет в поле зрения телескопа, если тень от последнего не вытянутая и не искаженная, а прямая. Итак, на экране, на котором у нас уже укреплен лист с начерченной окружностью необходимого диаметра, появляется изображение Солнца. Следует отметить, что не стоит крепить к экрану сам бланк наблюдений, лучше зарисовывать на отдельном листе, а потом зарисовку прикреплять к бланку. Так же стоит поступать, проводя и подробную зарисовку групп пятен. Теперь регулируем экран так, что бы изображение Солнца точно совпало с окружностью. При зарисовке деталей не желательно отмечать все мелкие детали, т.к. это часто приводит к нарушению масштаба. Лучше, зарисовав основные детали групп на общем изображении диска Солнца, пронумеровать группы и с обратной стороны листа сделать подробную зарисовку групп пятен. На основной же зарисовке отметьте ориентацию по сторонам горизонта (N,E,S,W) и суточную параллель. На изображении последней необходимо отметить путь смещения солнечного экрана (для чего необходимо отключить часовой привод, если он имеется) по смещению пятен.

Что мы увидим? Первое – это группы пятен. Затем на краю диска Солнца мы заметим, что яркость изображения меньше, мы увидим яркие факелы. Теперь нам надо с максимальной точностью зарисовать все образования на диске Солнца. Поэтому мы будем зарисовывать непосредственно с изображения, то есть лист будет лежать на экране, на нем будет спроецировано изображение Солнца, и мы будем точно обводить все образования на солнечном диске. Теперь нам надо провести суточную параллель. Для этого отмечаем положение какого либо пятна, вблизи солнечного экватора в нескольких точках по мере смещения солнечного диска. Отмечу, что зарисовку мы ведем при постоянном гидировании, или включенном часовом механизме, а суточную параллель отмечаем при неподвижном телескопе (Рис слева). Теперь надо отметить положение севера, юга, запада и востока. Запад – это то направление, куда смещается диск Солнца при остановке гидирования. Север будет находиться в том же направлении, что и северный полюс Земли. После того, как мы закончи зарисовку всего диска Солнца, нам надо сделать подробную зарисовку групп пятен по отдельности. Здесь уже можно не использовать экран, а, надев солнечный фильтр, проводить визуальные наблюдения, делая зарисовку по памяти, так как тут не так важна точность положения и не большая погрешность, характерная для таких наблюдений допустима. Главное – как можно подробнее зарисовать группу пятен. Для этого следует поменять увеличение телескопа на большее. Для характеристики атмосферы следует разработать бальную систему оценки. Я использую следующую систему двух классификаций оговаривающих как облачность, так и спокойствие атмосферы.

Таблица 1.
Описание состояния атмосферы по облачности.
Балл	описание
I	Небо чистое без облаков.
II	Слабая облачность тучи занимают не более 15-25%
III	Переменная облачность облака занимают 30-60%
IV	Сильная облачность облака занимают 60 – 80%
V	Сплошная облачность облака занимают более 85%

Таблица 2.
Характеристика качества атмосферы
Балл	описание
I	Атмосфера спокойная дрожания изображения нет
II	Заметно легкое дрожание изображения
III	Дрожание среднее, мелкие детали еще различимы, заметна легкая рябь по лимбу
IV	Сильное дрожание, замываются мелкие и плохо различимы детали средних размеров, ощутима рябь по лимбу
V	На диске практически не различимы детали, сильная рябь по лимбу, изображение скачет

Так же следует отмечать различные нюансы, для чего должна быть графа "примечания". Теперь поговорим о том, как следует оформлять свои наблюдения. Необходимо составить специальный бланк. Пример такого бланка приводиться в приложении 1. Он имеет две стороны. На лицевой стороне бланка расположены: данные о наблюдении; условия наблюдений; характеристика диска Солнца и зарисовка диска. Для примера я приведу "шапку" своего бланка: В «шапке» имеются следующие обозначения; g - количество групп пятен; grfp - количество пятен с полутенями в группах; grfn - количество пятен без полутеней в группах; efp - количество одиночных пятен с полутенями; efn -количество одиночных пятен без полутеней; W - индекс Вольфа рассчитывается по формуле W=R(10*g+f), f - общее количество пятен; Is - индекс INTER SOL рассчитывается по формуле Is= g+grfp+ grfn+ efp+efn; R - коэффициент пропорциональности.

 Таблица 3.
Пример шапки
№	Дата	Время	g	grfp	grf	efp	ef	f	t	W	IS

Помимо подробных зарисовок следует производить классификацию пятен по любой выбранной вами классификации.

 
Таблица 4.

Классификация по Цесевичу.
Класс	Описание
I	Бурно растущая группа пятен
II	Не очень быстро растущая группа пятен
III	Группа не изменяет своих размеров
IV	Группа уменьшает свои размеры
V	Быстро уменьшающаяся группа

Таблица 5.

Класс	Описание

I	Униполярная группа пятен без полутеней
II	Биполярная группа без полутеней
III	Биполярная группа с полутенью у одного пятна на конце вытянутой группы (размер <5°)
IV	Биполярная группа с полутенями на обоих концах (длина по долготе не более 10°)
V	то же, но длина по долготе 10 -15°
VI	то же, но длина по долготе более 15°
VII	Униполярная группа с полутенью и мелкими пятнами на расстоянии менее 3°от полутени
основного пятна – остатки старой группы

Цюрихская классификация

Лично я использую обе эти классификации. Отмечая для каждой группы классы, как по Цюрихской классификации, так и по классификации Цесевича. Так же следует описать яркость факельного поля и его характеристики.

Таблица 6.

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

Таблица 7.
Характеристика вида факела.
Класс	Описание
I	Однородное факельное поле
II	Поле с волокнистой структурой
II	Поле с точечной структурой

Очень важной частью регулярных наблюдений нашего дневного светила является измерение гелиографических координат пятен. Задача эта требует высокой точности зарисовки. Для измерения координат и используются специальные гелиографические координатные сетки. Так как Земля вращается вокруг Солнца, а ось вращения Солнца не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, мы видим полюса Солнца в разных точках диска. Причем иногда можно видеть оба полюса, иногда какой то один. Причем при этом солнечный экватор может проходить то южнее, то севернее центра солнечного диска. Расстояние между солнечным экватором и центром солнечного диска измеряется в гелиографических градусах и называется гелиографическая широта центра диска (B0). В зависимости от значения B0 выбирается та или иная гелиоргафическая сетка. Сетки бывают в нескольких видов (0,00; +- 1,00; +- 2,00; +- 3,00; .... +-7,00). Кроме гелиографической широты центра солнечного диска необходимо знать угол, между направлением экватора и суточной параллели (Р). Этот угол бывает положительным, если восточный край суточной параллели расположен севернее от экватора, и отрицательным если южнее.

Эти две величины позволяют нам определить гелиографическая долгота центрального меридиана (L0). Величина В0, как и величины L0, Р0, d (угловой видимый диаметр солнечного диска) берутся из астрономического календаря. Рассмотрим подробнее как определять координаты образований на Солнце. Для удобства сетки надо напечатать на прозрачном материале, в таком масштабе, что бы диаметр сетки, был равен диаметру зарисовки. Причем лично я не советую делать сетку напечатанной прямо на зарисовке, то есть проводить зарисовку на сетки, так как это более затратно, да и иногда пятно может попасть на линию сетки, что может привести к «потере» пятна. Во-первых выберем подходящую сетку, согласно величине В0, округлив ее до целого. Допустим значение Во равно -3,21, значит нам подходит сетка В = - 3?. Для того, чтобы правильно наложить сетку мы определяем положение солнечного экватора. Как это сделать? Нам известно положение суточной параллели и известен угол между ней и экватором. По этому углу мы и находим положение солнечного экватора. Для удобства на краях сетку и приведены градусные деления. Допустим значение Р у нас равно – 26,03, значит экватор с восточной стороны будет на 26,03 севернее суточной параллели. Построив угол Р с вершиной в центре солнечного диска мы получаем положение солнечного экватора.

Теперь, когда мы разместили гелиографическую сетку, нам надо интерполировать значение L0. для времени наблюдений. В календаре оно приводиться для 0h всемирного времени. НЕ ЗАБУДЬТЕ ПЕРЕВЕСТИ ДАННЫЕ КАЛЕНДАРЯ ИЗ ВСЕМИРНОГО ВРЕМЕНИ К МЕСТНОМУ. Как интерполировать? Допустим, что сегодня 2 –го апреля L0 равно 134,54, а 3-го апреля 122,21, то есть за сутки величина L0 уменьшилась на 12,33 (обозначим ?L) Отсюда не сложно определить долготу центрального меридиана для момента наблюдения. Допустим, мы наблюдаем в Москве в 12ч 43мин по московскому времени, значит, по всемирному времени это будет (не забудем, что в апреле время летнее и разница между московским и всемирным временем составляет 4-е часа, тогда как для зимнего времени 3 часа). 8ч43мин. Это составляет 0.36 (всего 24 часа, 8ч43мин – это 8,75 часа, значит 8,75/24 = 3,64) в долях суток (обозначим i). Отсюда можно найти значение L в момент наблюдений:

Долготы растут с востока на запад, значит, для пятен в восточной полусфере мы должны из Lн вычесть их угловое расстояние до центрального меридиана (меридиан, проходящий через центр сетки), а для пятен в западной полусфере прибавить к Lн угловое расстояние до данного пятна. Теперь нам необходимо определить площади групп пятен, крупных пятен, и факелов (факельных полей). Основная сложность здесь в том, что из-за сферичности Солнца образования на краях диска будет несколько вытянут вдоль поперечника и меньше вдоль солнечного радиуса. Для определения истинного размера сущетвует простая формула. Для направления радиуса: , Где: R – радиус изображения диска Солнца; к расстояние объекта от центра солнечного диска в тех же единицах, что и радиус. Для направления перпендикулярном радиусу направлению:

S_набл можно измерять в квадратных секундах дуги. Если вы измеряете площадь в гелиографических градусах то исправление производиться автоматически, так как сетка координат так же имеет искажение. Нужно только помнить, что один квадратный градус, равен 1,5*10⁸км². На практике я поступаю так. Сначала измеряю площадь в квадратных миллиметрах. Затем, используя сведения о масштабе изображения Солнца и расстоянии пятна от центра диска, можно перейти к квадратным километрам на Солнце. Диаметр Солнца, как известно, 1 392 000 км, а диаметр зарисовки 15 см, или 0,00015км. Получаем, что в одном сантиметре у нас 9 280 000 000 сантиметров, или 92 800км.

Таблица 8.
Приблизительные  отношения размеров пятен на зарисовке с реальными размерами.
Размер на зарисовке мм 	диаметры	Размер на зарисовке мм	диаметры

	км			км	с
 0,7	69350	906 	3,25   	41700  	57,6
1,25	13940	19,2	3,75	48650	67,2
1,75	20850	28,8	4,25	55600	76,8
2,25	27800	38,4	4,75	62550	86,4
2,75	34750	48,0	5,25	69500	96,0

Теперь поговорим о фотографических наблюдениях Солнца. Фотографирование имеет то преимущество, что время, затрачиваемое на наблюдение, сокращается в разы. Но есть и недостатки. Основным из них является то, что наша атмосфера не стабильна и слабые пятна видны не постоянно, они могут, то появляться, то замываться. Это вынуждает нас делать серию снимков. Кроме того, при легкой переменной облачности, часть диска может быть закрыта, что вынудит нас ждать, пока откроется весь диск, тогда как при зарисовывании, мы можем работать на открытом участке диска.

Но, тем не менее, все больше астрономов-любителей используют фотографию, для регулярных наблюдений Солнца. Особенно это удобно с появлением цифровой фотографии. Как же правильно наблюдать Солнце. Сделав серию снимков, надо выбрать из них тот, на котором отображены все пятна, и вставить его в такой же бланк, как и при визуальных наблюдениях. Подробное фотографирование групп пятен, делается при большем увеличении. Теперь стоит определить суточную параллель. Это можно сделать, так же как и при визуальных наблюдениях. Только вместо того, что бы отмечать одно и то же пятно по мере движения солнечного диска, необходимо на неподвижном телескопе сделать два – три кадра. Затем сложить эти кадры в один (См. Рис. справа). Либо просто сделать несколько экспозиций на один кадр. Затем суточную параллель переносим на снимок Солнца. В остальном все измерения и расчеты проводиться так же, как описано выше.

Техника безопасности.

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

Солнце, даже для невооруженного гласа, объект очень яркий. Всем нам еще с детства говорили «не смотри на Солнце». Действительно, даже если просто посмотреть на Солнце можно сильно повредить сетчатку глаза. А телескоп не только усиливает, но и делает более интенсивным поток солнечного света, причем в десятки раз. Поэтому запомните главное правило. !!! НИКОГДА НЕ СМОТРИТЕ НА СОЛНЦЕ В ТЕЛЕСКОП, БИНОКОЛЬ, ИЛИ ЛЮБОЙ ДРУГОЙ ОПТИЧЕСКИЙ ПРИБОР, БЕЗ СПЕЦИАЛЬНЫХ ФИЛЬТРОВ!!! Если у вас нет фильтров, то используйте солнечный экран. Проэцируйте изображение на него. При фотографировании Солнца необходимо обязательно применять фильтры. Не только потому, что без них фотоаппарат будет попросту сожжен, но и потому, что при этом может загореться пленка, или даже корпус фотоаппарата.

Кроме того, помните !!! ДАЖЕ ЕСЛИ ВЫ ИСПОЛЬЗУЕТЕ ЭКРАН, СТОИТ ПОМНИТЬ, ЧТО ПО НЕОСТОРОЖНОСТИ МОЖНО ПОДСТАВИТЬ ПОД ПУЧЕК СВЕТА ГОЛОВУ, ИЛИ ДРУГУЮ ЧАСТЬТЕЛА, ЧТО ПРИВЕДЕТ К ОЖОГАМ!!! Еще одно важное правило !!! НИКОГДА НЕ ОСТАВЛЯЙТЕ ТЕЛЕСКОП НАВЕДЕННЫМ НА СОЛНЦЕ БЕЗ ПРИСМОТРА, ДАЖЕ (А Я БЫ СКАЗАЛ ОСОБЕННО) ЕСЛИ С НЕГО СНЯТ ОКУЛЯР!!! Подобная беспечность может привести к тому, что загорятся предметы, попавшие под пучок света. Телескопы крупного диаметра необходимо диафрагмировать, так как слишком большой диаметр объектива собирает очень много света, что может привести к перегреву окуляра, или диагонального зеркала. Это в свою очередь может привести к тому, что оптика лопнет, и ее осколки нанесут непоправимый вред вашему здоровью. Так же стоит давать телескопу остыть, так как слишком длительная работа без фильтров (на экране) может привести к чрезмерному нагреванию оптики и трубы, что может повредить телескоп.

!!!НИКОГДА НЕ ИСПОЛЬЗУЙТЕ ФИЛЬТРЫ, КОТОРЫЕ НЕНАДЕЖНО СИДЯТ НА ОПРАВЕ ОБЪЕКТИВА (ТРУБЕ), ИЛИ ОКУЛЯРА!!! Это может привести к тому, что фильтр упадет, и вы потеряете зрение, получив ожог сетчатки. !!!СНИМАЙТЕ, ИЛИ ЗАКРЫВАЙТЕ КРЫШКАМИ ИСКАТЕЛЬ И ГИД, А ТАК ЖЕ ВСЮ ДРУГУЮ СООСНУЮ ОПТИКУ, КОТОРАЯ МОЖЕТ БЫТЬ УСТАНОВЛЕННА НА ВАШЕМ ТЕЛЕСКОПЕ!!! Искатель – это небольшой телескоп и он так же опасен, если пучок света из него попадет на вас, или на окружающие предметы. Неоднократно были случаи, когда наблюдатели по беспечности упускали этот момент и получали серьезные ожоги.

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

Заключение.

В данной статье я по мере возможности рассказал в доступной форме о том, как следует проводить наблюдения Солнца. По мере возможности я старался наиболее полно рассказать о методах наблюдения нашего дневного светила, об оборудовании, которое необходимо для этого, все то, что необходимо знать для того, что бы вести регулярные наблюдения Солнца. Конечно же, есть еще много того, что в данной статье не освещалось. Это вы сможете найти в других источниках. Для примера, наиболее интересные из них приведены в библиографическом списке. Желаю вам успешных наблюдений и чистого неба!

Библиографический список.

1.Бакулин П.И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии М.: 
Наука, - 1970 – 536 с. 
2.Цесевич  В. П.  Что и как наблюдать на небе. –М.: Наука, 1984 – 304с.
3.Степанян Н.Н. Наблюдаем Солнце. – М.: Наука, 2993. – 128с.
4.Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. – М.: Наука, 1975. – 432с.
5.Астрономический календарь: Постоянная часть.
6.Витинский Ю.И. Солнечная активность. – М.: Наука, 1983.
7.Шаронов В.В. Солнце и его наблюдение. – М.: ОГИЗ, 1948
8.Зирин Г. Солнечная атмосфера. – М.: Мир, 1969.
9.Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. – М.: Наука, 1985.
10.Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о вселенной. – М.: Просвещение, 1980. –672с.
11.Пикельнер С.Б. Солнце. – М.: Физматгиз,  1961.
12.Мензел Д.Г. Наше Солнце. – М.: Физматгиз,  1963
13.Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд: пер с англ./под ред. А.Г.
Масевич. – М.:Едиториал УРСС, 2004. – 432с.

Опубликовано проектом "Астрогалактика" 06.04.2008г. Авторство. Если возникнут вопросы по теме данной статьи, пишите: 660118, Красноярск, ул. Мате-Залка, 6-250, Булдакову Сергею. E-mail: astro@ktk.ru © Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель г. Красноярск. Написано: 02.12.1999. Редактировано и дополнено 25.11.2007

Главная страница раздела