Дневные наблюдения Солнца. 11 класс

1. Дневные наблюдения Солнца

Кузьмич Екатерина Викторовна
11-1 класс
ГУО «Лицей Ивацевичского района»
2019

2. Определение географической широты по высоте Солнца в полдень

Для более точного определения
необходимо знать только одну
величину - склонение Солнца.
Склонение - расстояние от
экватора, т. е. насколько Солнце
севернее или южнее экватора.
Максимальная высота экватора
над горизонтом вычисляется по
формуле h = 90 - φ.
Следовательно, широта
равняется φ = 90 - h + d, где φ широта, h - высота Солнца, d склонение Солнца.

3. Солнечные пятна

Солнечные пятна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена
примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы.
Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных
пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются
областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей.
Потемнение
фотосферы
в
пятнах
обусловлено
подавлением
магнитным
полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока
переноса тепловой энергии в этих областях.
Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных
показателей солнечной магнитной активности.

4.

Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная
температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая тёмная,
область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен,
граничащие с нормальной фотосферой, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что
температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей
степени, чем остальная фотосфера. Именно из-за этой разницы температур при
наблюдении и возникает ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом
деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого
солнечного диска.
Центральная
тёмная
часть
пятна
носит
название
тени.
Обычно
её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного
поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете
составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей
из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от
фотосферного.
Фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно
на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей фотосферы. Это явление
носит название «вильсоновской депрессии».
Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много,
то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных
линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из
другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом
этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли,
вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и
даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений
магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в
низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям
солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких
радиоволн.

5. Солнечная цикличность

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком
жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума
активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в
период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце
каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на
противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном
цикле.
Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают
циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на
протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2
года.
Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер
утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности
происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных
пятен, зарегистрированное в этом цикле.

6. Наблюдение за Солнечными пятнами

Используем проекционный метод
или телескоп, оснащенный
солнечным фильтром.
Отмечаем размер и
расположение пятен и групп пятен
на солнечном диске. Некоторые
солнечные пятна выглядят как
крохотные темные точки. Если даже
в мощный телескоп обсерватории
эти объекты выглядят как маленькие
темные точки, то они
называются порами. Но если пятно
достаточно большое, то вы
сможете различить его отдельные
участки. Темная часть в центре
называется тень (umbra), а
окружающая область, которая
темнее солнечного диска, но
светлее тени, — это полутень
(penumbra).

7. Наблюдение за Солнечными пятнами

Зарисовываем схему движения солнечных
пятен по мере совершения Солнцем
одного полного оборота, который оно
делает от 25 дней (на экваторе) до
примерно 35 дней (на полюсах). Солнце на
разных широтах вращается с разными
скоростями; это одна из многих его тайн и
неожиданных свойств.
Подсчитываем солнечные пятна.
Вычисляем свое собственное количество
солнечных пятен для каждого дня
наблюдения по следующей формуле:
R = 10g + s
где R — это количество «наших" солнечных
пятен, g — количество групп солнечных
пятен, которые вы видите на Солнце, a s —
общее количество солнечных пятен,
которое мы подсчитали, включая пятна в
группах.
Одни солнечные пятна кажутся
изолированными одно от другого и
находятся в различных местах солнечного
диска, а другие — расположены рядом.
Пятна, расположенные рядом в одном
месте солнечного диска, называются
группой. А пятно, которое находится
отдельно от других, считается как
собственная группа.

8. В ФЕВРАЛЕ 2019 ГОДА НА СОЛНЦЕ НЕ БЫЛО ЗАФИКСИРОВАНО НИ ЕДИНОГО ПЯТНА

Солнечная активность впала в
глубокий минимум. За все 28 дней
февраля на Солнце не наблюдалось
ни единого пятна. Последний раз
такое наблюдалось в августе 2008
года - в прошлом цикле минимума
солнечной активности. Солнечный
цикл длится в среднем 11 лет.
Минимум солнечного цикла
характеризуется отсутствием
солнечных пятен, солнечных вспышек,
корональных выбросов массы,
пониженной скоростью солнечного
ветра, увеличением космической
радиации в верхней атмосфере
Земли, а также ослаблением
интенсивности полярных сияний.
За магнитные бури и полярные сияния
в минимуме солнечной активности,
как правило, отвечают корональные
дыры - источники высокоскоростного
солнечного ветра.

9. Солнечная активность

10. Солнечная активность

11. Солнечная активность

12. Солнечная активность

13. Количество безупречных дней в году

В периоды низкой солнечной активности на поверхности Солнца могут полностью отсутствовать
солнечные пятна, такое состояние Солнца считается безупречным. Это часто бывает во время
солнечного минимума. На графике показано количество дней в течение определенного года,
когда на поверхности Солнца отсутствовали пятна.

14. Определение полуденной линии

Полуденная линия – прямая линия
пересечения плоскости небесного
меридиана
с
плоскостью
математического
горизонта.
С
небесной сферой пересекается в
точках С. и Ю. Перпендикулярное к П. л.
направление в плоскости горизонта
определяет на небесной сфере точки
В. и С. Солнце достигает наибольшей
высоты над горизонтом почти точно в
истинный полдень, когда центр его
диска
пересекает
меридиан
(наибольшая
высота
может
достигаться
немного
ранее
или
позднее полудня вследствие изменения
склонения Солнца). В это время тени от
земных предметов отбрасываются по
направлению П. л. и принимают
кратчайшую в течение дня длину. Это
явление
позволяет
приблизительно
определять
момент
наступления
полудня
и
направление
сторон
горизонта.

15. Гномон

Гно́мон
(др.греч. γνώμων — указатель) —
древнейший астрономическ
ий инструмент, вертикальный
предмет (обелиск, колонна,
шест),
позволяющий
по
наименьшей длине его тени
(в
полдень)
определить
угловую
высоту
Солнца.
Кратчайшая тень указывает и
направление
истинного
меридиана.
Гномоном
также
называют
часть солнечных часов, по
тени
от
которой
определяется
время
в
солнечных часах.

16. Принято считать, что гномон изобрёл древнегреческий философ и астроном Анаксимандр Милетский.

Принято считать, что гномон изобрёл
древнегреческий философ и
астроном Анаксимандр Милетский.

17.

Гномон позволяет определить:
• астрономический полдень — момент, когда
длина его тени наименьшая.
• направление на географический полюс — по
направлению тени в астрономический полдень.
• широта места — по длине тени в
астрономический полдень.

18.

Для точности измерения важное значение имеет высота гномона — чем он
выше, тем длиннее отбрасываемая им тень, что повышает точность измерения.
Для удобства отсчёта на конце гномона было отверстие, которое было ярко
видно в тени. Другой способ увеличения точности —
находить биссектрису утренней и вечерней тени одинаковой длины: на
рассвете и закате скорость изменения длины тени выше и её направление (для
заданной длины) устанавливается точнее.
Тем не менее точность гномона в принципе невелика, так как угловой
диаметр Солнца приблизительно равен 30', использовать же гномон для
измерения по звёздам невозможно.

19. Солнечные часы

Солнечные часы — устройство для
определения времени по изменению
длины тени от гномона и её движению
по циферблату. Появление этих часов
связано с моментом, когда человек
осознал взаимосвязь между длиной и
положением солнечной тени от тех или
иных
предметов
и
положением Солнца на небе.
Простейшие
солнечные часы показывают местное
истинное, а не местное среднее
солнечное время, и не учитывают
разницу
между
официальным
временем и местным солнечным
временем. Пользоваться солнечными
часами можно только днём при ясном
небе или при лёгкой облачности, не
мешающей образованию чёткой тени.
Для повышения точности солнечных
часов следует учитывать поправку
по формуле времени.
В настоящее время солнечные
часы
по
прямому
назначению
практически
не
используются,
и
уступили место различным видам
других часов.

20.

Спасибо за внимание