Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
21 Листопада 2024, 13:50:32

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

"Солнечный круг, небо - вокруг, это рисунок мальчишки" - поется в известной песне. Действительно, дети очень рано начинают понимать, что их жизнь и жизнь земли практически целиком и полностью зависит от нашего дневного светила. Понимали это и люди, жившие в очень древние времена. Охотится и собирать фрукты можно было только тогда, когда Солнце освещало места пребывания человека. Когда светит Солнце, заметно теплее, чем когда его нет.  С движением Солнца по небу связаны суточные и годовые циклы. Не зря еще в каменном веке появлялись каменные обсерватории, в которых по направлению точек восхода и захода Солнца специально подготовленные жрецы предсказывали разливы рек и наступление осенних похолоданий, определяли время посева и время сбора урожая. Не смотря на это, хоть что-то пронаблюдать на Солнце было довольно тяжело. А почему светит Солнце, удалось узнать и вовсе совсем недавно, в первой половине ХХ века.
   Впрочем, человеку всегда было свойственно искать объяснение всему, что его окружает. Естественно, что Солнце всегда занимало центральную часть в любой системе мировозрения. Например, древние египтяне верили, что Солнце - это ослепительный бог Ра, едущий в небесной колеснице. Этому богу поклонялись, строили в честь него храмы и приносили ему дары. При этом храмы строго ориентировали по направлениям сторон света. Некоторые храмы можно в полной мере назвать первыми солнечными обсерваториями, поскольку они были предназначены для изучения движения Солнца, а также и Луны, как виновнице солнечных затмений. Благодаря такому изучению древние египтяне научились предсказывать солнечные затмения. Каменной солнечной обсерваторией и одновременно вычислительной машиной по предсказанию затмений был и другой известный памятник эпохи неолита -  Стоунхендж.
   На американском континенте независимо развивались свои цивилизации: майя, ацтеков, инков. И у них также Солнце занимало важную роль в системе верований. Так, ацтеки поклонялись краснолицему богу Солнца - Тонатиу. К сожалению, ацтеки верили, что для того, что бы Солнце дарило свет и тепло, его нужно было кормить сердцами молодых юношей. В Дрезденской книге иероглифов майя были найдены предсказания большого числа солнечных затмений, а также изображение бога Солнца с одним глазом. Хорошо известна пирамида Солнца, находящаяся в Чичен-ице (Мексика), имеющая 13-метровый купол с внутренней спиральной лестницей и предназначенная для наблюдения за Солнцем. В горной стране инков, находившейся на месте нынешнего Перу, для поклонения Солнцу была  особая причина: инки верили, что все они дети Солнца, а Солнце родилось в центре мира - озере Титикака.
   Первый шаг к попытке понять физическое устройство Солнца предприняли древние греки. Анаксагор, живший с 500 по 428 годы до нашей эры считал, что Солнце представляет собой раскаленный металлический шар, имеющий диаметр около 50 километров. Аристарх Самосский понял, что Луна светит отраженным солнечным светом и измеряя углы между Солнцем и Луной в момент первой четверти попытался из геометрических соображений определить расстояние до Солнца. Измерения были проведены с низкой точностью и получилось, что Солнце в 20 раз дальше Луны. Аристотель, поместивший Землю в центр мира и заставивший Солнце вращаться вокруг нее, представлял Солнце, как сгусток совершенного огня. Фактически, он уровнял Солнце с другими планетами. Из-за этого, во многих европейских языках дни недели названы в честь планет и Солнцу был выделен самый светлый из них - воскресенье (например, в английском языке воскресенье называют сандей - буквально день Солнца).
   Мнение о Солнце, как совершенном огненном светиле продержалось в Европе вплоть до 1610 года, пока Галилео Галилей не навел свой примитивный телескоп на Солнце и не обнаружил на нем пятна. Пятна увидел и другой наблюдатель - Томас Херриот, но он в отличие от Галилея отказался верить, что это образования на Солнечной поверхности и предположил, что это планетоподобные облака, проходящие высоко над Солнцем. Независимо обнаружил солнечные пятна также Кристофер Шайнер, из-за чего спор о том, кому принадлежит приоритет их открытия продолжался довольно долго. Не смотря на это, именно Галилео Галилей обратил внимание, что при приближению к краю Солнца пятно как бы сжимается, что говорит о том, что оно тесно связано с Солнцем. Позже выяснилось, что пятна были обнаружены намного раньше. Неоднократно видели крупные солнечные пятна, изредка появляющиеся на диске Солнца китайские астрономы еще за 800 лет до нашей эры, а 1128 году Иоанн Вустерский даже зарисовал положение солнечных пятен.
   Поскольку пятна встречались и на других планетах (Например на Марсе, Юпитере, Венере), то постепенно сформировалось мнение, что пятна являются чем-то вроде облаков в атмосфере Солнца.  Эпизодические попытки проследить за их движением не привели к выявлению никаких закономерностей. Мало того, после 1645 года даже небольшие пятна наблюдались настолько редко, что о них и вовсе позабыли. Во втором десятилетии XVIII века вновь начали наблюдаться периодически появляющиеся и изменяющиеся группы пятен. Довольно активно наблюдал Солнце Уильям Гершель. Он считал, что темные пятна - это видимый диск обитаемой планеты, расположенной под солнечной поверхностью. В 1795 году он писал: "Солнце похоже на другие планеты Солнечной системы своей твердостью, атмосферой, разнообразием форм поверхности, вращением вокруг собственной оси... ". Другие наблюдатели также оставили достаточно много зарисовок положения и формы этих пятен, но поскольку наблюдения велись не систематически, никаких глобальных закономерностей так и небыло найдено. Гипотеза о наличии какой-то цикличности высказывалась неоднократно, но только в 1843 году Генриху Швабе удалось ее найти. Швабе не был профессиональным астрономом и зарабатывал себе на жизнь работой в аптеке. Но именно он, собрав из различных источников данные о количестве пятен в разные годы, обнаружил, что их число периодически растет, а затем снижается. Период между двумя максимумами он определил равным 11 годам.
   В 1845 году удалось немного пролить свет и на физическую природу пятен. Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета освещали термометр небольшими участками Солнца, ограничивая его специальными диафрагмами. Они обнаружили, что пятна излучают меньше тепла, чем другие участки поверхности Солнца.
   Для того, что бы оценку количества пятен сделать более объективной, в 1852 году швейцарский астроном Рудольф Вольф предложил анализировать не только общее число пятен, но и учитывать факт их объединения в группы. Для этого он предложил пятнистость Солнца оценивать индексом, связанным с количеством пятен и групп. Каждое отдельное пятно увеличивает индекс на 1, а каждая группа - на 10. Например, если на диске наблюдается группа пятен, состоящая из 3 отдельных пятен и отдельное от группы пятнышко, то индекс будет равен 2*10+3+1=24. Не смотря на необоснованность выбора множителя 10 для группы и отсутствие учета размеров и формы пятна, этот индекс прижился  и нередко используется до сих пор, как основной показатель солнечной активности. Сейчас этот индекс называют числом Вольфа. Естественно, что профессионалы начали позже использовать и другие индексы, важнейшим из которых стала суммарная площадь пятен в миллионных долях солнечного диска.
   Построив график зависимости этого индекса от времени, Вольф смог наглядно увидеть кривую солнечной активности. Эта кривая оказалась несимметричной. После минимума она растет достаточно быстро и достигает максимума в среднем за 4 с половиной года, а спад длится в среднем более 6 лет. Средний период между максимумами оказался равен 11.1 года. При этом от одного максимума до другого может пройти 7 лет, а может и 17. Да и число Вольфа в максимуме от одного цикла до другого заметно меняется. Это привело к подозрению, что существуют и другие, более длинные циклы. Например, пулковский астроном А.П. Ганский предположил в конце XIX века существование 80-тилетнего модулирующего цикла.
   Существенный вклад в исследования Солнца внес английский астроном Эдвард Маундер. Он исследовал зависимость гелиографической широты пятен от времени и обнаружил, что  в начале цикла, когда после минимума на диске Солнца начинают появляться пятна и число Вольфа растет, широта пятен достаточно высока. Затем они начинают появляться все ближе и ближе к экватору и к концу очередного цикла появляются исключительно на нем. Если широты появившихся пятен изобразить на графике, то график становится похожим на крылья бабочки, из-за чего их назвали "бабочками Маундера".

Подякували

1 :Michaillll

[tlgleonid]

Маундер обнаружил также, что в среднем за 1 цикл наблюдается от 5 до 10 тысяч пятен. В то же время за весь период с 1645 по 1715 год имеются упоминания лишь о 50 пятнах, при этом большая часть из которых образовалась в южном полушарии Солнца. Вывод Маундера был раскритикован, поскольку его коллеги считали его лишь недостатком наблюдательных данных. Однако, когда была установлена связь между содержанием изотопов углерода-14 и бериллия-10 в ледниковых слоях и в годовых кольцах деревьев, наличие этого минимума было доказано. Длительный минимум солнечной активности во второй половине ХVII века теперь называют минимумом Маундера.
   Более детальные исследования солнечных пятен провел Ч.Г. Аббот из Смитсоновской обсерватории. Он собрал ряд непрерывных данных о количестве пятен и путем гармонического анализа выделил 27 гармонических периодов, среди которых были и такие короткие, как 7-ми, 13-ти и 39-тимесячные. Была также выявлена корреляция этих циклов с уровнем осадков. Но поиски связи солнечной активности с жизнью на Земле не являются особенностью только ХХ века. Еще Уильям Гершель догадывался, что между ценами на пшеницу и количеством пятен существует определенная связь. В настоящее время гипотеза о том, что высокая солнечная активность приводит к общему похолоданию, а также росту числа преступлений, болезней, напряженности в обществе активно изучается, но пока эта гипотеза так и не доказана.
   Однако, влияние числа пятен на земную жизнь все-таки присутствует. Солнечная активность отражается на ширине годовых колец деревьев, количеству накопленных изотопов, росте ледников и т.п. Все это позволило не только уточнить исторические данные о числе пятен, но и выяснить, какой была солнечная активность в далеком прошлом. В настоящее время восстановлена ее картина за последние 11400 лет. Оказалось, что продолжительные периоды практически полного отсутствия пятен наблюдались и до маундеровского минимума около 690 года нашей эры, а также в 360, 770, 1390, 2860, 3340, 3500, 3630, 3940, 4230, 4330, 5260, 5460, 5620, 5710, 5990, 6220, 6400, 7040, 7310, 7520, 8220, 9170 годах до нашей эры. Холлстатт предположил, что существует период длительностью около 2300  лет в котором основные явления повторяются, но на сегодняшний день существование такого цикла не доказано.
   За последнее тысячелетие были выявлены также минимум Оорта с 1040 по 1080 год, минимум Вольфа с 1280 по 1350 год, минимум Шпернера с 1450 по 1550 год и минимум Д. Дальтона с 1790 по 1820 год. Период с 1950 по 2004 год представляет из себя период очень высокой активности Солнца.  Количество пятен в периоды максимумов, по видимому, являются рекордными за весь исторический период наблюдений и последний период с такой активностью имел место более 8000 лет назад. В добавок, средний период сократился в это время до 10 с половиной лет. C 2004 года начался период длительного отсутствия пятен. Возникло подозрение о начале нового периода аномально низкой активности Солнца.
   Вернемся в XVII век, который стал веком торжества гелиоцентрической системы мира. Это стало возможным благодаря трудам Тихо Браге, Кеплера, Коперника и, конечно же, Ньютона. Солнце заняло свое место в центре солнечной системы. Стало понятно, что планеты движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Благодаря тому, что в 1672 году Джованни Кассини и Жан Рише измерили одномоментно положение Марса из двух точек Земли и смогли определить расстояние до него, появилась возможность вычислить все остальные расстояния в Солнечной системе, в том числе и расстояние до Солнца. Оно было определено тогда в 136 млн. километров. Стало понятно, что диск Солнца очень велик, намного больше размеров Земли и имеет в поперечнике не менее 1.2 млн. километров.
   Солнце находится от нас действительно очень далеко. И по началу казалось что узнать что-либо о нем никогда не удастся. Но выход был найден благодаря спектроскопии. Еще в 1665 году Ньютон смог разложить луч солнечного света при помощи призмы на цветную полоску в виде радуги, в которой цвета менялись от фиолетового через синий, зеленый и желтый к красному. Но только в начале XIX века астроном Ватикана Пьетро Анджело Секки усовершенствовал возможность исследования солнечного спектра благодаря более совершенному прибору. Волластон в 1802 году обнаружил на фоне радужной полоски спектра Солнца темные линии. Детальный же анализ положения этих темных линий провел другой исследователь - Фраунгофер. Он для каждой линии ввел систему обозначений. К этому времени Кирхгоф и Бунзен догадались пропускать свет через нагретые газы в лаборатории и обнаружили, что каждый газ имеет свой особый спектр из ярких линий. Так было положено начало спектральному анализу, который позволил на расстоянии определить, из чего же состоит Солнце. Ведь излучение Солнца встречаясь с газами частично поглощается на строго определенных длинах волн, а затем рассеивается на этих же длинах волн, но в произвольных направлениях. Так получаются темные линии в спектре. Оказалось, что больше всего на Солнце линий поглощения водорода. Но не только водородом оказалось богато Солнце. В 1868 году Норман Локьер обнаружил во время полного затмения Солнца целую серию темных линий, которые не принадлежали ни одному известному газу. Он предположил, что это новый газ, который не существует на земле и назвал его солнечным газом или гелием. Позже гелий был обнаружен и на Земле.
   Еще в XIX веке было обнаружено, что видимые размеры Солнца через светофильтры разного цвета слегка отличаются. В красном цвете Солнце немного меньше, чем в синем. Следовательно, красный свет исходит из более глубоких слоев. Очевидно, что больше всего информации о событиях на солнечной поверхности можно получить, если наблюдать ее через светофильтры, которые пропускают только те длины волн, на которые приходятся темные линии. Согласно книге Н.Н. Степаняна "Наблюдаем Солнце", основные линии поглощения в спектре Солнца таковы (Римская цифра около обозначения химического элемента означает степень ионизации газа: I - нейтральный элемент,  II - однократно ионизированный то есть потерявший один электрон):

[tlgleonid]

Беда в том, что обычные цветные фильтры имеют слишком широкую полосу пропускания. Однако, Джордж Хейл вышел из положения. Он придумал гениальный способ получать монохроматические фотографии Солнца. Для этого он ограничил диск Солнца щелью. Затем при помощи призм изображение щели раскладывается в спектр. В этом спектре при помощи другой щели можно выделить нужный диапазон и снять узкую полоску на фотопластинку. Если смещать изображение Солнца на самой первой щели и при этом смещать фотопластинку, можно получить фотографию всего солнечного диска. Оказалось, что в ультрафиолетовых линиях кальция в области пятен картинка становится наиболее сложной и интересной.
   Хейлу принадлежит еще одно открытие. В июне 1908 года он изучал спектр солнечных пятен и заметил, что некоторые темные линии расщеплены. В это время уже был известен эффект Зеемана, связывавший величину расщепление с напряженностью магнитного поля. Следовательно, на Солнце есть сильное магнитное поле и оно как-то связано с пятнами. Хейл построил специальный телескоп, оснащенный самодельным прибором - магнетометром. Принцип действия был основан на выделении расщепления линий. Это сразу же привело к новым открытиям. Выяснилось, что наиболее сильное магнитное поле наблюдается в области пятен. Кроме того, все ведущие пятна в так называемых биполярных группах (состоящих из ведущего и хвостового пятна) имеют одинаковую полярность в северном полушарии и противоположную - в южном. При этом хвостовые пятна имеют противоположную полярность. По мере завершения цикла полярность пятен меняется на противоположную. Таким образом правильнее говорить не об 11-тилетнем, а 22-летнем цикле солнечной активности, называемым циклом Хейла.
   Уже в те годы стало понятно, что пятна тесно связаны с изменением магнитного поля, но для объяснения всех наблюдающихся явлений потребовались глубокие теоретические исследования. Сейчас принято считать, что при отсутствии вращения Солнца его магнитное поле было бы похоже на магнитное поле ряда планет, у которых наблюдаются два магнитных полюса - северный и южный. Магнитные линии выходят из одного полюса и входят в другой. На Солнце такое состояние наблюдается только в эпоху минимума Солнечной активности. В дальнейшем из-за вращения конвективной зоны происходит усложнение картины магнитных линий. Магнитные линии под фотосферой как бы закручиваются, вытягиваясь вдоль экватора. Закручиваясь все сильнее, линии магнитного поля начинают сильно деформироваться и частично выходят на поверхность Солнца. В месте выхода силовых линий возникает пятно северной полярности, а в месте входа - южной. Затем силовые линии рвутся, перемешиваются и в конечном счете это приводит к смене полярности полюсов и началу нового цикла.
   Но знание о составе Солнца, его пятнах и магнитных полях не позволяли раскрыть главную загадку Солнца - источник его неиссякаемой энергии.  XVIII век стал веком, когда историческая хронология приняла практически современный вид. Было ясно, что человеческой цивилизации уже не одна тысяча лет и все это время на Земле температура была более менее постоянной. При этом совершенно ясно, что количество излучаемой теплоты очень огромно. Насколько огромно, стало известно тогда, когда Пуле в 1837 году удалось измерить интенсивность солнечного излучения. Он взял обычный медный горшок, выкрасил его черной краской и налил в него воды. Затем измерял температуру воды в тени. Выставив горшок под солнечный свет и наблюдая за измерением температуры, он смог вычислить общую величину излучения Солнца. Она оказалась близкой к 1 киловатт на метр квадратный земной поверхности. Зная расстояние от Земли до Солнца и площадь поверхности сферы такого радиуса, можно узнать, что общая мощность Солнца составляет 300000000000000000000000000 Ватт - чудовищно огромная величина. За счет чего выделяется такая энергия?
      В 1842 году Майер выдвинул метеоритную гипотезу. Он предположил, что Солнце светит за счет того, что на его поверхность падают метеориты разного размера. Тем не менее, простой расчет показывает, что для обеспечения излучаемой Солнцем энергии требуется очень большое количество вещества. Например, энергии, выделившийся за счет падения Меркурия на поверхность Солнца хватит лишь на 6 лет и 219 дней, Венера сможет поддержать Солнечное излучение без малого 84 года. Даже падение такой большой планеты, как Юпитер даст возможность светить лишь 32254 года. Данная теория сталкивается сразу с двумя трудностями. Если за год на Солнце выпадает 0.01 массы Земли в виде метеоритного вещества, то почему же на Землю падает так мало метеоритов? А если бы столько метеоритов выпадало на Землю, то все бы земные океаны давно испарились. И если действительно на Солнце выпадает столько метеоритного вещества, то масса Солнца должна постоянно расти, что неизбежно должно приводить к изменению орбит планет. Солнечная система не может быть при этом устойчивой продолжительное время.
   В 1853 году Кельвин и Гельмгольц предположили, что энергия Солнца выделяется за счет медленного сжатия. При этом за год диаметр Солнца сокращался бы на 20 метров, что является очень незначительно величиной. Таким образом, за счет такого сжатия Солнце могло бы быть стабильным на протяжении 50 миллионов лет. В последующие годы эта гипотеза вместе с метеоритной гипотезой рассматривались, как вполне правдоподобные.
   Увы, в начале ХХ века с появлением радиоуглеродного анализа стало понятно, что Земля существует намного дольше, а жизнь на Земле развивается более миллиарда лет. Нужно было искать другой источник энергии Солнца. Джейм Джинс предположил, что основным источником является радиоактивность, но его гипотеза не могла объяснить столь высокую стабильность излучения Солнца.
   В 1931 году британец Аткинсон выдвинул гипотезу, что атом водорода, состоящий из протона и электрона в состоянии захватить другой такой атом. Гипотезу развил Дональд Мензел, считавший, что два атома водорода превращаются в атом гелия. Принципиальную возможность такого процесса на основе квантовой механики показал советский (в последствии - американский) ученый Гамов. Близкие к современным схемы выделения энергии на основе работ Гамова создали американец Ганс Бете и немец Карл фон Вайцзекер.
   По современным представлениям солнечный ядерный цикл выглядит следующим образом. На первой стадии сталкиваются два протона, при этом один протон превращается в нейтрон, позитрон и нейтрино. Таким образом образуется изотоп атома водорода - дейтерий. Вероятность такого процесса крайне мала, но благодаря огромному количеству атомов водорода в недрах Солнца такие процессы происходят. Дейтрон в гуще протонов не может существовать слишком долго. В течении секунд он захватывает еще один протон и превращается в изотоп гелия - гелий-3. Столкновение с другим таким же ядром гелия-3 приводит к образованию обычного ядра гелия из двух протонов и двух нейтронов и двух отдельных атомов водорода, состоящий из одного протона. При этом из-за дефекта массы ядро атома гелия весит на 0.7% меньше, чем 4 первоначальных протона. Именно они и уходят в виде энергии излучения. Таким образом, из одного килограмма водорода получится 993 грамма гелия и выделится энергия в 200 миллионов киловатт-часов. Естественно, что гелий-3 совсем не обязательно столкнется с таким же самым ядром. Он может столкнуться и с ядром гелия, в результате чего образуется состоящее из 4 протонов и 3 нейтронов ядро бериллия. После этого возможно два варианта. Если бериллий-7 столкнется с протоном, образуется неустойчивое ядро атома бора, который сразу же развалится на два ядра атома гелия-4. Если бериллий-7 успеет захватить электрон, дальнейшие реакции будут несколько иными. В результате захвата электрона бериллий-7 превращается в литий-7, который захватывая протон также превращается в два ядра гелия-4. Не смотря на наличие альтернативных цепочек, по первому варианту преобразуется почти 95% протонов.
   Каждую секунду 655 млн. тон водорода превращается в 650 млн. тон гелия. Таким образом и в этом случае Солнце не сможет светить бесконечно долго. Через 5 миллиардов лет водородное топливо полностью выгорит.
   Как только удалось запустить первые спутники Земли, сразу же началась новая эра в исследованиях Солнца. Теперь можно было изучать Солнце в линиях спектра, недоступных с поверхности планеты. Уже на советском спутнике Спутник-2, запущенном в 1957 году, были проведены исследования солнца в линиях от 12 до 0.1 нм. при помощи органических и металлических фильтров. Космические аппараты Луна-1 и Луна-2 при помощи ионных ловушек смогли обнаружить наличие солнечного ветра еще в 1959 году. Однако систематические исследования солнечного ветра были осуществлены при помощи космических аппаратов серии "Пионер". В период с 1960 по 1968 год было запущено пять таких аппаратов, которые двигались сравнительно недалеко от нашей планеты. Для более глубокого изучения Солнца и солнечного ветра в 1970-ые годы благодаря сотрудничеству США и Германии к Солнцу были запущены спутники Гелиос-1 и Гелиос-2. Они были выведены на орбиту вокруг Солнца с радиусом в 40 млн. километров, то есть находились к Солнцу ближе, чем самая близкая планета Меркурий. Одним из интересных открытий при помощи этих аппаратов стало обнаружения большого роя мелких частиц, плотность которого в 15 раз выше плотности таких частиц в околоземном пространстве. Систематические наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне, производившиеся при помощи телескопа Apollo с космической станции Skylab, позволили обнаружить корональные дыры и корональные выбросы солнечного вещества.
   Немаловажную роль сыграл советский космический зонд Прогноз-2, который хотя и не делал снимков Солнца, но измерял поток рентгеновского и гамма излучения, идущего от солнца, а также при помощи специальных детекторов измерял потом элементарных частиц: протонов и электронов.
   В 1980 году на околоземную орбиту был выведен спутник SolarMax, который имел возможность наблюдать Солнце как в ультрафиолетовой, так и в рентгеновской области. К сожалению, спутник не смог начать научные наблюдения из-за технической неисправности, устранить которую получилось лишь 4 года спустя. За пять лет на землю было передано много тысяч снимков и получен ряд важных результатов. Так, в частности, было установлено, что солнечная постоянная таки не является полностью постоянной, хотя и изменилась за 5 лет всего на 0.01%.
   После того, как в 1989 году SolarMax сгорел в плотных слоях атмосферы, приоритет в исследованиях Солнца перешел к японцам. Их спутник Yohkoh (буквально, солнечный свет) с 1991 по 2001 год проводил регулярные наблюдения в рентгеновском диапазоне. В результате таких наблюдение были найдены различия в различных солнечных вспышках и существенная подвижность короны.

[tlgleonid]

   Что бы изучить Солнце со всех сторон, в 1990 году был запущен зонд Улисс, который должен был вращаться в плоскости, перпендикулярной плоскости эклиптики и изучить характер солнечного ветра на высоких гелиографических широтах. Это удалось благодаря специальному гравитационному маневру около Юпитера.
   Самый же известный на сегодняшний день космический аппарат для исследования Солнца SOHO был запущен 2 декабря 1995 года благодаря совместной работе Европейского космического агентства и NASA. Его известность связана с доступностью изображений Солнца в различных диапазонах и эти изображения постоянно обновляются. Благодаря тому, что аппарат находится между Землей и Солнцем в точке Лагранжа, где гравитационное возмущение как от Солнца, так и от Земли одинаково, он может находится в этой точке сколь угодно долго и непрерывно передавать полученные изображения на Землю. Конечно же, среди любителей особый интерес вызывают снимки, на которых можно обнаружить кометы семейства Крейтца.
   Отдельного упоминания заслуживает и миссия Генезис. Целью миссии был сбор образцов солнечного ветра с дальнейшей доставкой из обратно на Землю. К сожалению, в 2004 году миссия закончилась неудачей, поскольку один из парашютов при приземлении не раскрылся и аппарат просто рухнул на поверхность Земли. Лишь чудом уцелело несколько капсул с образцами.
   Осень 2006 года ознаменовалась сразу двумя новыми космическими солнечными обсерваториями. 22 сентября на околоземную орбиту вышла японская обсерватория Solar-B оснащенная оптическим и рентгеновскими телескопами, а также специальным спектроскопом, рассчитанным на ультрафиолетовую часть спектра. А в октябре было запущено сразу два космических зонда для исследования Солнца. Оба движутся по той же орбите, что и наша планета, но один из них движется немного быстрее Земли, а второй - немного медленнее, соответственно и Солнце они видят с разных точек одновременно. Благодаря этому можно наблюдать за корональными выбросами солнечного вещества в стереорежиме. Миссия получила и название соответствующее - STEREO.
   Россия, стараясь совсем не отстать в области космических исследований, в 2009 году запустила при помощи спутника Коронас-Фотон комплекс космических телескопов Тесис с телескопами дальнего ультрафиолетового диапазона и коронограф, работающий в линии однократно ионизированного гелия на длине волны 30.4 нм.  Одной из основных задаче данной миссии является предсказание геомагнитных бурь.
   11 февраля 2010 года США запустило еще один солнечный телескоп на подобии SOHO, только более совершенный. Солнечная обсерватория получила обозначение SDO (солнечная динамическая обсерватория).
   Но изучают Солнце не только при помощи космических аппаратов. Ряд наблюдений можно легко проводить в солнечный день и с Земли. По этому, на ряде обсерваторий имеются специальные солнечные телескопы. Поскольку Солнце очень яркое, то такие телескопы делают достаточно длиннофокусными. Конструкция у таких телескопов обычно состоит из зеркала гелиостата, которое направляет солнечный свет в неподвижный вертикальный или наклонный тоннель, в глубине которого расположены различные телескопы для тех или иных задач. Наиболее часто такие телескопы используют для получения подробного солнечного спектра. Существуют Солнечные телескопы и на Украине, например, в Киевской астрономической обсерватории Национального университета им. Т. Шевченко или башенный (в народе бешеный) солнечный телескоп в поселке Научный (Крымская астрономическая обсерватория).
   Благодаря наземным и космическим исследованиям, а также знаниям, накопленным многими поколениями астрономов, мы знаем о Солнце очень много. Среднее расстояние от Земли до Солнца сейчас известно с высокой точностью: 149.6 миллионов километров. Средний диаметр видимой поверхности Солнца - 1392 тысячи километров, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Масса Солнца составляет 1.98*10^30 килограмм, что в 332982 раза больше массы Земли. Таким образом, средняя плотность лишь немногим больше плотности воды и составляет 1.4 г. на сантиметр кубический. Ускорение силы тяжести на экваторе почти в 28 раз больше земного, что составляет 274 метра/секунду в квадрате. Следовательно, вторая космическая скорость на поверхности равна 617 км/сек. Ось вращения Солнца наклонена к оси эклиптики на 7.25 градуса, причем Солнце не вращается, как целое. Экваториальные области делают один оборот вокруг оси за 25.05 суток, а газу в районе полюсов на один оборот требуется 34.3 суток.
   Солнце имеет с Земли вид раскаленного шара с поперечником в 32 угловые секунды. Что находится под этой оболочкой мы увидеть не сможем. Поэтому, о внутреннем строении Солнца приходится судить лишь по математическим моделям, которые приводят к наблюдаемому потоку световых волн и элементарных частиц, вылетающих из его недр. Согласно современным модельным представлениям, в центре Солнца находится горячее и компактное ядро. Радиус этого ядра равен примерно четверти всего радиуса Солнца. И не смотря на то, что объем этого ядра составляет примерно 1/64 всего объема светила, в нем сосредоточено порядка половины массы Солнца. При этом плотность вещества здесь превышает плотность воды в 150 раз а температура доходит до 14-15 миллиона градусов. Именно здесь происходит процесс непрерывного преобразования водорода в гелий. Вещество ядра вращается вокруг своей оси, причем с достаточно большой скоростью. За пределами ядра плотность вещества и температура падают и термоядерные реакции проходить уже не могут. Фактически, внешние слои служат лишь хранилищем вещества и областью прохождения света и частиц. Судьба различных частиц различна. Нейтрино, образующиеся в результате ядерных реакций со скоростью света беспрепятственно пролетают сквозь солнечное вещество и устремляются в межпланетное, а потом и межзвездное пространство. А вот кванты света, называемые фотонами, могут пролететь максимум сантиметр, после чего оказываются поглощенные ядрами водорода или гелия. Естественно, что слишком долго находится в возбужденном состоянии ядро не может и оно испускает полученную энергию в виде одного или нескольких фотонов, при этом в совершенно случайном направлении. Так, фотоны непрерывно поглощаясь и излучаясь путешествуют внутри Солнца. Для того, что бы энергия, выделившаяся в результате ядерных реакций достигла поверхности Солнца, требуется время порядка 170 тысяч лет. И если из солнечного ядра вылетают только гамма-кванты высокой энергии, то на поверхности Солнца уже образуются фотоны самых различных энергий, причем заметная часть из них приходится на видимый диапазон.
   Помимо излучения есть еще два, известных механизма передачи энергии: теплопроводность и конвекций. Теплопроводность играет заметную роль только в твердых телах, а вот конвекция, вызванная перемешиванием вещества, уже играет важную роль и в энергетике Солнца. Примерно на глубине в 150 тысяч километров от поверхности Солнца температура падает ниже 2 млн. градусов, а плотность вещества становится ниже 1/5 плотности воды. При этом, ядра атомов уже в состоянии обзаводится электронами, а энергия фотонов вызывает нагревание вещества. Нагретое вещество стремится подняться вверх, где остывает до температуры в 6000 градусов, после чего вновь опускается вниз. В этой области Солнце как бы кипит, но процесс этот небыстрый. До поверхности разогретое вещество поднимается около 150 тысяч лет. Предполагается, что перемешивающееся вещество образует ряд крупных ячеек с размерами порядка 150 тысяч километров. Над ними расположен промежуточный слой более мелких ячеек, в которых вещество перемешивается и
уже у самой поверхности находится слой маленьких конвективных ячеек с диаметром в несколько тысяч километров. Плотность газа в этих, самых верхних ячейках очень мала и в 1000 раз ниже плотности воздуха. Поскольку эти самые маленькие ячейки (их еще называют термиками) выходят на видимую поверхность Солнца, то мы их видим в виде малоконтрастных пятен или грануляции. Живут гранулы всего 10-15 минут, но на их месте в скорости возникают новые.
   Между ядром и зоной конвективного переноса расположен слой, где вещество еще достаточно плотное и перемешивания не происходит. В этой зоне и происходит тот процесс переизлучения фотонов, о котором было сказано ранее. Этот слой называют зоной лучистого переноса.
   Внешнюю часть конвективной зоны окружает тонкий слой Солнечной атмосферы, в котором оптические свойства газов резко изменяются и среда из непрозрачной становится прозрачной. Именно здесь и рождается окончательно тот солнечный свет, который мы видим. Именно по этому, этот слой Солнца назвали фотосферой. Этот слой тонок. Его толщина всего несколько сотен километров и с Земли мы видим резкий край солнечного диска. Поверхность Солнца является с точки зрения физики абсолютно черным телом. Удивительно, не правда ли? Но это действительно так. Цвет предметов связан с тем, какие длины волн он отражает. А фотосфера солнца поглощает весь падающий на нее свет. Тем не менее, все нагретые тела излучают свет, причем тем больше и с тем большей энергией, чем выше их температура. Исходя из общей энергии, излучаемой солнцем и положения максимума излучения можно сказать, что температура фотосферы составляет 5778 Кельвинов (Или 5505 градусов Цельсия).
   Именно в фотосфере находятся широко известные солнечные пятна - области на поверхности фотосферы с температурой примерно на 2000 градусов ниже, чем в областях, лишенных пятен. В результате пятна могут уменьшать светимость Солнца до 0.3% общей светимости, однако за счет образования факул и светлых околопятенных образований, общая яркость Солнца в моменты максимумов возрастает, хотя и на крайне незначительную величину. Солнечные пятна имеют сложную структуру. Самая темная часть называется тенью. Ее окружает полутень, яркость которой заметно выше. Как правило, тень занимает порядка 20% от площади пятна.

[tlgleonid]

   Вильсон обратил внимание, что при приближению к краю диска Солнца, солнечное пятно не только сужается, но становится несиметричной форма полутени. Все выглядит именно так, что пятно является углублением в фотосфере Солнца с глубиной около 700 километров.
   При хорошей стабильности атмосферы можно также заметить внутреннюю структуру тени, на темном дне которой появляются яркие точки с диаметром до 100 километров. Время жизни таких точек очень мало, не более минуты. Структура полутени заметна лучше и состоит она из серии радиальных волокон, идущих от тени к краю пятна.
   Помимо пятен, в фотосфере наблюдаются факелы. Факелами назвали яркие области вблизи солнечных пятен.

[tlgleonid]

   Над фотосферой расположен слой, толщиной в несколько тысяч километров, в котором температура с удалением от Солнца повышается от 5500 градусов до нескольких десятков тысяч градусов, причем достаточно неравномерно. Участок с температурами выше 10000 градусов достаточно невелик. Поскольку свет, исходящий из этого слоя атмосферы Солнца излучает преимущественно в красной линии аш-альфа, то этот слой назвали хромосферой. Яркость излучения хромосферы настолько мала, что увидеть ее можно только во время солнечного затмения, когда яркий диск Солнца закрыт диском Луны, а также в специальные солнечные телескопы. Причем, что бы увидеть структуру хромосферы, необходимо, что бы полуширина пропускания фильтра составляла доли нанометров.

[tlgleonid]

В хромосфере наблюдается целый ряд специфических образований. В первую очередь, это хромосферная сетка. Она состоит из многочисленных темных линий, покрывающих всю поверхость Солнца и обрамляющая гранулы. В области солнечных пятен часто наблюдаются светлые пятна неясно выраженных очертаний - флоккулы. Время от времени на светлой поверхности солнечного диска видно как будто трещины - фибриллы или волокна. Но самые эффектные явления наблюдаются на краю диска. Это многокилометровые фонтаны, достигающие иногда высоты в 40 тысяч километров, называют спикулами. Как правило, спикулы живут недолго. Небольшие и многочисленные спикулы (напоминающие огненную траву на краю диска Солнца) живут от 2 до 10минут, но после того, как старые спикулы разрушаются, взамен им вырастают новые. Конечно, самые большие спикулы развиваются до часа и более.
   Самая внешняя часть атмосферы Солнца состоит из огромных вытянутых протуберанцев и энергетических выбросов. Не смотря на то, что температура солнечной короны составляет несколько миллионов градусов, а иногда в некоторых областях доходит до десятков миллионов градусов, вещество здесь крайне разрежено и яркость короны невелика. Хорошо корона видна только в моменты полных солнечных затмений в виде многочисленных светлых языков, расходящихся далеко от Солнца. Видимые размеры короны меняются в зависимости от активности Солнца. В моменты минимума она имеет небольшие размеры и достаточно равномерна. В годы маундеровского минимума наблюдатели отмечали даже почти полное отсутствие короны. Чем ближе к максимуму Солнца, тем она ярче, крупнее и "растрепаннее". Солнечная корона неоднородна. Не смотря на свою высокую температуру, в ней появляются также и участки со сравнительно низкой температурой порядка 600 тысяч градусов. В таких участках заряженные частицы беспрепятственно покидают Солнце и превращаются в солнечный ветер.
   Солнечный ветер принято делить на две составляющие: быстрый и медленный. Быстрый ветер имеет скорость около 750 метров в секунду и состоит из тех же частиц, что и фотосфера. Медленный солнечный ветер помимо более низкой скорости обладает более высокой средней плотностью и значительными отклонениями этой плотности от средней. Поток частиц распространяется далеко за орбиту Плутона и пропадает только в так называемой гелиопузе на внешней части солнечной системы. С солнечным ветром от нашего дневного светила в межзвездное пространство улетает до 6.7 тонн вещества в час.

[tlgleonid]

Земной шар находится под непрерывной бомбардировкой частицами солнечного ветра. Но эти частицы нам практически не угрожают. Достаточно сильное магнитное поле Земли служит надежным щитом от них. Лишь в периоды, близкие к максимуму солнечной активности, ряд заряженных частиц, двигающихся вдоль силовых магнитных линий проникают в атмосферу и вызывают красивые полярные сияния. Если максимум достаточно сильный, то полярные сияния могут наблюдаться после сильных вспышек даже на широте Киева. Так, в 2000-2002 годах полярные сияния были замечены на севере Украины.
   Если обратиться к литературе 80-90 годов XX века, можно встретить упоминание о нерешенных загадках Солнца. Наиболее загадочной и вызывавшей большое количество журналистских страшилок была проблема недостатка солнечных нейтрино. В результате преобразования 4 атомов водорода в атом гелия возникает два нейтрино. Эти частички практически не взаимодействуют с веществом и, в отличие от фотонов, могут беспрепятственно пролетать сквозь большую толщу вещества. Единственный способ что-то узнать о внутренностях Солнца  - это исследовать эти нейтрино. Найти способ регистрировать эти неуловимые частички смог Раймонд Дэвис. Оказывается, что нейтрино может взаимодействовать с атомом хлора-37, превращая его в аргон-37 с выбросом электрона. Что бы обнаружить ничтожное количество таких преобразований, используют резервуар с не менее, чем 450 кубических метров тетрахлорметана, размещая его глубоко под Землей в шахтах. При этом энергия нейтрино должна быть весьма высока. Только распад бора-8 в недрах Солнца может придать нейтрино достаточную энергию. Первый эксперимент такого рода был проведен в 1955 году.
   Измерение количества нейтрино очень важно, поскольку согласно теоретической ядерной физике, количество нейтрино при распаде атома Бора напрямую связано с температурой внутри ядра (скорость образования нейтрино равна 13 степени от температуры). Но чем большей точности измерений достигал Дэвис, тем более очевидным становился факт, что регистрируется нейтрино на порядок меньше, чем должно было бы быть согласно теории. Более 30 лет загадка солнечного нейтрино будоражила ученые умы. Предполагалось, что Солнце в последнее время сильно остыло и мы наблюдаем финал его свечения. Предполагалось даже, что в центре Солнца есть компактная черная дыра. Разгадка появилась в 2001 году, когда на усовершенствованном нейтринном телескопе в Садбери сумели зарегистрировать не только электронные нейтрино, но и другие его виды. При этом, полное число нейтрино оказалось соответствующим теоретически предсказанному, но значительное часть нейтрино перешло из одного типа в другой. Это позволило узнать, что масса нейтрино отлична от нуля. Так Солнце помогло решить еще одну загадку - загадку ядерной физики о том, является ли масса нейтрино равной нулю, как у фотона, или нет.
   Еще одна загадка Солнца не решена до сих пор. Это загадка нагрева солнечной короны. Корона прогревается до нескольких миллионов градусов, в то время, как температура фотосферы менее 6000 градусов. Поток тепла из солнечных недр явно меньше необходимого. Конечно, на сегодняшний день есть несколько достаточно обоснованных гипотез, например волнового нагревания короны, но пока по данной теме больше вопросов, чем ответов.
   Что бы наблюдать Солнце, не требуется какого-то особого большого телескопа. Крупные инструменты скорее могут доставить большое неудобств, чем позволят увеличить количество видимых деталей. Наблюдать Солнце нужно умеючи, иначе можно получить серьезные травмы глаза. В инструкции к любому телескопу обычно большими буквами написано, что ни в коем случае нельзя смотреть на Солнце без специального солнечного фильтра.
   Солнечные фильтры бывают разными. Некоторые телескопы, например Новосибирского приборостроительного завода (ТАЛы) комплектуются специальным солнечным фильтром, который надевается на окуляр или вкручивается в него. Однако, пользоваться таким фильтром очень опасно. Поскольку зеркала (или линзы) телескопа собирают довольно много света и весь этот свет попадает в небольшую область, фильтр запросто может перегреться и лопнуть. При этом глаз можно и не успеть вовремя убрать от окуляра. Производители, комплектующие свои телескопы окулярными фильтрами, рекомендуют использовать специальную объективную диафрагму, что бы уменьшить количество собираемого света, но даже с ней риск того, что фильтр неожиданно лопнет, существует. Вот почему, последнее время наибольшее распространение получили объективные фильтры.
   Наиболее популярной в среде любителей стала пленка Astrosolar от компании Baader. Эта пленка представляет собой очень тонкую фольгу. Толщина этой фольги всего 12 микрон! Благодаря такой малой толщине некоторая неизбежная волнистость пленки не играет существенной роли. Пленка выпускается в двух вариантах с разной оптической плотностью. Для визуальных наблюдений она имеет оптическую плотность 5, что означает пропускание 1/100000  доли света. Фотографическая пленка менее плотная и при ее оптической плотности 3.8 через нее проходит 1/6300 падающего света. Изготовить такой фильтр проще простого, главное обеспечить его надежную фиксацию. Простейший способ изготовления фильтра из пленки такой: Н внешнюю часть трубы накручивается полоска картона вокруг трубы и схватывается клеем или скотчем. Образуется картонное кольцо, которое можно надеть на трубу. Поверх этого кольца накручивается еще одно кольцо из картона. Теперь рассоединяем кольца и укладываем сверху на внутреннее кольцо пленку. Затем фиксируем пленку внешним кольцом. Фильтр готов. Конечно, все можно сделать более изящно и в сети интернет можно встретить множество рецептов изготовления данного фильтра.
   Пленочный фильтр имеет много преимуществ. Он легкий и к тому же не может разбиться. Но есть у фильтра и недостатки. Волнистость фильтра хоть и крайне несущественно, но все таки ухудшает качество изображения. Со временем пленка частично разрушается и в поверхности образуются небольшие отверстия. Наконец, такой фильтр сложнее помыть. Вот почему ряд фирм предлагают также стеклянные фильтры.
   Некоторые любители изготавливают солнечные телескопы, которым фильтры не требуются. В таких телескопах системы ньютона зеркала не покрываются отражающим алюминиевым слоем. Стекло отражает лишь 4% падающего на него света, а два зеркала отразят лишь 1/625 часть всего излучения Солнца. Солнце получается достаточно ярким, но наблюдать Солнце с такими зеркалами уже вполне безопасно для зрения. Для повышения удобства наблюдений можно применить более-менее плотный нейтральный фильтр.
   Есть методы наблюдения Солнца без применения фильтров. Нередко, атмосфера у самого горизонта из-за плотной дымки настолько снижает яркость Солнца, что на него можно безболезненно смотреть и невооруженным глазом и даже через телескоп. Не смотря на низкое положение над горизонтом в таких условиях изображение Солнца достаточно качественное и на нем я в свое время рассматривал пятна и грануляцию. Тем не менее, так поступать можно только при наличии опыта и проявляя крайнюю осторожность. Ведь количество инфракрасного излучения все еще высоко.
   Еще один метод - это наблюдать Солнце без фильтра сквозь плотные облака. Хотя такие наблюдения и возможны, я бы крайне не рекомендовал их проводить таким образом. Плотность облаков меняется в очень широких пределах и буквально за секунду-две Солнце может стать ослепительно ярким и повредить сетчатку глаза. Да и солнечный свет, рассеиваясь в облаках, приводит к сильному снижению контраста и все равно удается увидеть довольно мало. Вот почему, если нет возможности сделать или приобрести фильтр, лучше всего воспользоваться старым известным приемом - наблюдать Солнце на солнечном экране. Изготовить его очень просто. Достаточно на определенном расстоянии от окуляра смотрящего на Солнце телескопа поместить лист белой бумаги, что бы увидеть светлое пятно. Перемещая фокусер, можно добиться изображения резко очерченного солнечного диска. При этом основные детали в структуре солнечных пятен будут видны. Вид Солнца в этом случае легко сфотографировать любым цифровым фотоаппаратом или сделать зарисовку карандашом.
   Самые заметные детали на Солнце - это, конечно же, пятна. Даже с небольшим телескопом можно увидеть причудливой формы темную тень, окруженную менее плотной полутенью. Часто пятна образуют более или менее устойчивые группы. Если проследить за отдельным пятном на протяжении нескольких дней, можно заметить, как оно перемещается по диску из-за вращения Солнца вокруг оси, при этом пятна меняют свою форму и размеры. Мелкие пятна могут исчезнуть за несколько дней. Не менее интересно увидеть эффект Вильсона, наблюдая за пятном, приближающемуся к краю диска.
   Несколько сложнее увидеть факелы, окружающие пятна. Они имеют вид ярких точек и волокон различной формы. Легче всего увидеть факелы на краю диска Солнца, поскольку диск Солнца к краю становится менее ярким. А вот что бы увидеть грануляцию, требуется объективный солнечный фильтр и объектив с диаметром не менее 70 мм.
   Каким бы ни был телескоп, всегда хочется увидеть больше и лучше. Увы, подобрать фильтры, увеличивающие возможности изучения Солнца, сложно. Лучше всего выбирать фильтры, полоса пропускания которых находится возле заметных линий поглощений. Неплохие результаты дают фильтры с пропусканием в линии К. У компании Баадер есть также фильтр, который пропускает излучение в районе 540нм, где находятся линии поглощения многократно ионизированного железа. Этот фильтр Baader Solar Continium позволяет увеличить контраст солнечных пятен и факелов. А вот найти фильтр, с которым можно было бы увидеть протуберанцы в обычный телескоп невозможно. Дело в том, что чем уже полоса пропускания, тем чувствительнее фильтр к углу падения лучей, наклонам и изменению температуры. Требуется специальный телескоп и специальные фильтры. Вот почему вплоть до XXI века любители такой возможности не имели.
   Радикально изменились возможности любителей астрономии после того, как созданная в 2000-ом году Коронадо выпустила солнечный телескоп Coronado PST. Этот телескоп выглядит настоящим малышом, ведь и длина трубы меньше полуметра и весит он чуть больше килограмма. Но на самом деле корпус не пластиковый, а сделан из алюминия. Установить телескоп можно как на любой фотоштатив, так и на астрономическую монтировку. Объективом телескопа служит обычный ахроматический объектив с диаметром объектива 40мм и фокусным расстоянием 400мм. Ближе к окуляру расположен специальный эталон Фабри-Перо. По сути это фильтр, пропускающий излучение в дискретных участках спектра. Дополнительный фильтр позволяет выделить один из них, находящийся в области 656.6 нанометра. Ширина полосы пропускания всего около 0.1 нанометра. Благодаря этому, мы можем наблюдать Солнце в линии Аш-Альфа и видеть многочисленные образования на Солнце, а также протуберанцы. Поскольку, в зависимости от различных условий, полоса фильтра может уходить в ту или иную сторону, имеется специальное кольцо, с помощью которого можно подстроить частоту эталона так, что бы протуберанцы были видны наиболее отчетливо.

[tlgleonid]

   Что бы было удобно наводиться на Солнце, в коронадо установлен оригинальный искатель. Для пользователя он выглядит круглым экраном около окулярного узла, на который может проецироваться Солнце. Пользователю нужно лишь поместить точку Солнца в центр экрана.
   В 2005 году появилась новая модификация солнечного телескопа Coronado PST CaK. Дело в том, что на длине волны 3934 нанометра, в которой находится полоса поглощения запрещенного перехода однократно ионизированного кальция, можно наблюдать также множество атмосферных солнечных деталей. К слову сказать, в любительской среде эта модификация получила меньше распространение, чем первый вариант.

[tlgleonid]

   40-мм объектив объективно казался достаточно маленьким, ведь уже на увеличениях в 60-70 крат детали становятся размытыми. И был найден простой выход. Апертуру можно нарастить, поставив перед объективом больший объектив (например 60-70мм). Поскольку на объектив Коронадо лучи должны падать параллельно, то перед объективом устанавливается специальное оптическое устройство - гомаль, которая собранный большим объективом свет вновь делает параллельным.
   Увеличение количества стекол приводит к появлению бликов и снижению контраста. В связи с этим была выпущена компанией Meade (выкупившей Коронадо) новая модификация коронадо - SolarMax 60. В ней используется субапертурный эталон Фабри-Перо. Появилась и версия телескопа SolarMax 60 CaK.
   Естественно, что телескопы коронадо - не единственные солнечные телескопы. Широкое распространение получили и аналогичные телескопы других фирм, например Lunt. Они показывают Солнце с не меньшим количеством деталей.
   Когда возникнет желание глубже познакомиться с динамикой солнечных процессов, необходимо научиться тем или иным образом фиксировать текущее его состояние. Проще всего - зарисовать Солнце, каким его видно в телескоп. При этом около каждого пятна или группы желательно указать, что она собой представляет. Для этого было разработано много разных шкал. В наиболее часто используемой Женевской классификации выделено 7 градаций:
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

В книге Цесевича предложена другая классификация пятен:
I Одиночная пора.
II Группа пор.
III Одиночное пятно.
IV Одиночное пятно с порами.
V Двухполюсная группа с большим головным пятном
VI Двухполюсная группа с малым головным пятном
VII Двухполюсная группа с почти одинаковыми пятнами
VIII Группа с многими центрами, состоящими из пор.
IX Группа с большим числом пятен
X Группы, не поддающиеся классификации.
Естественно, что нужно не забыть указать, в какой классификации была сделана оценка.
   Если повезет увидеть факельное поле, то желательно отметить его местоположение на диске и оценить его яркость и характеристику. Яркость факелов можно оценить балом от 0 до 4, где бал 0 обозначает слабый, едва заметный факел, бал 1 - слабый, но вполне заметный факел, бал 2 - факел средней яркости, бал 3 - яркий факел и бал 4 - очень яркий факел. Структура факелов может быть трех видов: I - однородное факельное поле или несколько однородных участков; II - факельное поле, имеющее волокнистую структуру; III - факельное поле с точечной структурой.
   Неплохо также оценить общий уровень текущей солнечной активности. Для этого желательно подсчитать число Вольфа или индекс INTER SOL. Число Вольфа сейчас считают по формуле К*(10*Г+П), Г - число групп пятен с числом пятен от одного и больше, П - общее число пятен, К - коэффициент, зависящий от апертуры телескопа и метода подсчета. Если используется небольшой любительский телескоп, то К можно принять равным единице. Для больших телескопов этот коэффициент уменьшают, но если Вы используете только один инструмент и интересна именно динамика, то можно этот коэффициент не принимать в расчет. В противном случае нужна калибровка, которую очень просто сделать. Достаточно за сравнительно большой период времени сравнить среднее значение числа Вольфа с какого-либо специализированного сайта (например, http://sidc.oma.be/ ) со средним значением по своим наблюдениям за эти же дни.   
   Индекс INTER SOL представляет собой сумму числа групп пятен, пятен в группах с полутенями, количество пятен в группах без полутеней, количества одиночных пятен с полутенями и количество одиночных пятен без полутеней, причем желательно записывать также количество пятен этих четырех типов отдельно для каждой группы. 
   Естественно, что наиболее документальными являются фотографические наблюдения Солнца. Солнце, как и планеты, рекомендуется снимать на веб-камеру или планетную камеру. При этом, даже для плотных фильтров выдержки получаются очень короткие. Если видеоролики соответствующим образом обработать, то все пятна и детали в них вылезут очень явно. Естественно, что стремиться нужно не к максимально красивой картинке, а к одинаковой методике обработки.
   Какие бы методы наблюдения Солнца мы не применяли, наблюдать Солнце очень интересно. Главная причина в том, что происходящие на поверхности процессы чрезвычайно динамичны, изменчивы и просто красивы. Что бы наблюдать Солнце, нет необходимости не спать по ночам и выезжать в далекие темные места, оно всегда доступно. Но самое главное - от Солнца зависит вся наша жизнь.

[komandor]

Замечательная статья!!!   А Вы научно-популярной писательской деятельностью заниматься не пробывали? Попробуйте! У Вас это отлично получится!!!

[v.selivanov]

Замечательная статья!!!   А Вы научно-популярной писательской деятельностью заниматься не пробывали? Попробуйте! У Вас это отлично получится!!!

Да, действительно... А существуют интернет-ресурсы со статистикой чисел Вольфа и с фотографиями фотосферы Солнца в такие моменты времени (что-то типа службы Солнца)?

[Лунатик]

http://www.tesis.lebedev.ru/active_areas.html
Там слева ещё календарь с архивными фотографиями есть.

[M_M]

Подробнее можно найти тут:
http://jsoc.stanford.edu
Например, видео за последние пару дней:
http://jsoc.stanford.edu/data/hmi/movies/latest/Ic_flat_2d.mp4

[ds40a]

Замечательная статья!!!   А Вы научно-популярной писательской деятельностью заниматься не пробывали? Попробуйте! У Вас это отлично получится!!!

+1

P.S. Маленькая неточность

Солнце имеет с Земли вид раскаленного шара с поперечником в 32 угловые секунды.

[RedShift]

А какое качественное преимущество солнечных телескопов над обычными? Ведь напрашивается вывод, что на обычный скоп натянул пленку-фильтр и все.
В чем фишка?

[Yum]

Через пленку видна серая картинка с черными пятнами.... а вот через солнечный телескоп: https://www.google.com.ua/webhp?sourceid=chrome-instant&ion=1&espv=2&ie=UTF-8#q=%D1%84%D0%BE%D1%82%D0%BE%20%D1%81%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D1%86%D0%B0%20%D1%87%D0%B5%D1%80%D0%B5%D0%B7%20%D0%BA%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%B0%D0%B4%D0%BE