робота Малої Академії Наук "ПОБУДОВА І ДОСЛІДЖЕННЯ ГЕЛІОГРАФА"
Міністерство освіти і науки
Департамент освіти і науки Запорізької облдержадміністрації
Запорізьке територіальне відділення МАН України
|
Відділення: фізика і астрономія Секція: астрономія і астрофізика |
ПОБУДОВА І ДОСЛІДЖЕННЯ ГЕЛІОГРАФА
Роботу виконав:
Очіченко Максим Юрійович
учень 9А класу
Бердянської загальноосвітньої школи І–ІІ ступенів №13 Бердянської міської ради Запорізької області
Науковий керівник:
Комарницька Світлана Миколаївна
вчитель фізики ЗОШ №13
Хатько Іван Вікторович
керівник гуртка «Астрономія»
Центру дитячо-юнацької творчості
|
|
Бердянськ– 2014
ТЕЗИ
Очіченко Максим Юрійович
Науковий керівник: Комарницька Світлана Миколаївна
Хатько Іван Вікторович
Запорізьке територіальне відділення
Бердянська загальноосвітня школа
І–ІІ ступенів №13
Бердянської міської ради
Запорізької області, 9А клас.
ПОБУДОВА І ДОСЛІДЖЕННЯ ГЕЛІОГРАФА
Мета: Побудувати геліограф для дослідження Сонячної активності. Проаналізувати можливі оптичні схеми і обрати ту, яка найбільше відповідає технічним можливостям. Дослідити характеристики побудованого приладу.
Предмет: Дослідження оптичних схем телескопів. Оптичні характеристики телескопів. Сонячна активність.
Методика: Аналіз оптичних схем, дослідження, порівняння. Отримання геліографа в побутових умовах з наявних приладів і матеріалів.
Об’єкт: Дослідження сонячної активності за допомогою геліографа.
Новизна роботи: Сонячна активність значно впливає на стан людини і процеси на Землі. Розвиток сучасної техніки призвів до можливості отримання зображення Сонця у вигляді цифрових фотографій, що значно збільшує можливості дослідження Сонячної активності в порівнянні з візуальними спостереженнями. З цією метою було вирішено побудувати геліограф з наявних матеріалів і приладів.
Висновки: Виконана робота дозволила обрати оптимальну схему побудови геліографа, виготовити прилад, та дослідити його оптичні характеристики і можливості використання для дослідження сонячної активності.
ЗМІСТ
1.1. Використання телескопа для спостережень Сонця.
1.4. Фотоапарат Canon EOS 450D.
1.5. Порівняння результатів, отриманих з різними об’єктивами.
РОЗДІЛ 2 ДОСЛІДЖЕННЯ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ
2.2. Визначення індексу сонячної активності зі спостережень.
ВСТУП
Сонце — одна із звичайних зірок. Воно не вирізняється нічим особливим з поміж чисельної кількості своїх родичів у Всесвіті. Жовта зоря невеликого розміру з досить повільним обертанням та невеликою температурою поверхні. Йому дуже далеко до зір-гігантів з температурою 20 тисяч градусів чи до зір, поверхневі шари яких рухаються зі швидкістю 200 км/с. Разом з цим, Сонце – типова спокійна зоря. Вона не зазнає значних коливань блиску й радіусу навіть за великі проміжки часу, не кажучи вже про короткі, характерні для змінних зір. [1]
Але є в цієї пересічної зорі одна властивість, яка вирізняє її з мільярдів інших зір Всесвіту. Сонце – найближча до Землі зоря, центр нашої планетної системи, джерело тепла і світла для життя на Землі. Світло від Сонця до Землі приходить лиже за вісім з половиною хвилин, в той час як від наступної найближчої зорі Проксіми Центавра світло прямує 4,3 роки.
Через виключну близькість Сонця до Землі, це єдина зоря, яку ми бачимо не як точковий об’єкт, а у вигляді диску і тому можемо досліджувати дуже детально. Із Сонцем були пов’язані найперші кроки астрономів – визначення часу та орієнтація у просторі. Виникнення астрофізичних методів дослідження перетворило Сонце на модель типових спокійних зір. Воно вперше дало нам можливість дізнатися про такі властивості спокійних зір, про які раніше навіть не думали, наприклад, магнітне поле, зоряний вітер та інші загадкові явища. Його дослідження сприяло кращому розумінню нашого місця у Всесвіті. [1]
Оскільки Сонце – наша зоря, вона зовсім не байдужа для будь якого мешканця Землі. Справа в тому, що воно не лише визначає фізичні умови на Земля та інших планетах, випромінюючи для нас світло і тепло, Сонце завжди втручалося і продовжує втручатися у наше життя. Якщо раніше вивченням нашого денного світила займалися лише астрономи і певною мірою магнітологи і радіофізики, то зараз воно займає думки вчених багатьох спеціальностей і коло їх продовжує розширюватися.
Пересічного мешканця Землі найбільше цікавить своєрідна змінність нашого світила яку називають «сонячна активність». Хоча цим питанням науковці займаються більше двохсот років, лише з другої половини XX століття, коли на зміну лише статистичним дослідженням прийшли комплексні роботи, що використовують найдосконаліші методи спостережень (з поверхні Землі, зі стратосфери, зі космічних апаратів), був досягнутий суттєвий прогрес у вивченні сонячної змінності. [1]
«Служба Сонця», яка займається дослідженням сонячної активності, виникла в Бердянській юнацькій астрономічній обсерваторії (БЮАО) від моменту її заснування у 1978 році. З того часу виконувалися замальовки вигляду поверхні сонячного диску і вівся підрахунок відносної кількості сонячних плям.
Після останнього відновлення діяльності обсерваторії було прийнято рішення поновити спостереження Сонця, але на якісно новішому рівні – з використанням фотографії. З цією метою виконувалися роботи з побудови геліографа – приладу для отримання фотографічних зображень Сонця.
В першій частині роботи описаний процес створення геліографа БЮАО та вирішення проблем, пов’язаних з цим: вибір оптимального об’єктива для приладу та поєднання об’єктива з фотоапаратом.
В другій частині розглядаються явища сонячної активності та можливості виконання спостережень цих явищ на базі БЮАО з використанням створеного геліографа та подані результати наших перших фотографічних спостережень Сонця.
ПОБУДОВА ГЕЛІОГРАФА
1.1. Використання телескопа для спостережень Сонця.
Від початку XVII століття астрономію важко уявити без телескопів.
Призначення телескопів – побудувати зображення об’єкта. Найважливіші характеристики телескопів – скільки світла він збирає та в якому масштабі будує зображення. Грубо кажучи, кількість світла, яку збирає телескоп, залежить від діаметру його об’єктива, а масштаб зображення – від фокусної відстані. [3, 4]
Всі астрономічні об’єкти, включно із Сонцем, знаходяться так далеко від Землі, що світло від кожної з їх точок можна розглядати як паралельний пучок. Оскільки видимий кутовий діаметр Сонця складає біля 32 мінут дуги, від двох точок, розташованих на протилежних кінцях сонячного диску приходять два паралельних пучки світла. Кут між цими пучками дорівнює 32’.
Рис. 1.1. Схема побудови зображення Сонця об’єктивом телескопа.
Об’єктив збирає у точку паралельний пучок на відстані F від об’єктива (Рис. 1.1). Промінь АО збирається у точку А’, а промінь ВО – у точку В’. У фокальній площині S на відстані F від об’єктива буде побудовано зображення Сонця [2, 3]. Якщо розмістити фотоапарат таким чином, що його світлочутливий елемент (фотопластинка, фотоплівка чи ПЗЗ-приймач) буде розташований у площині S, можна отримати фотографію об’єкта, в нашому випадку Сонця.
Розмін зображення (L) залежить від фокусної відстані об’єктива (F) та від кутового розміра об’єкта 
. Ці величини зв’язані простою формулою, якщо мале і подане в радіанах:
(1.1)
Видимий кутовий розмір Сонця в радіанах 
. Таким чином для Сонця приблизний розмір зображення:
(1.2)
Тобто, якщо ми маємо об’єктив з фокусною відстанню в 1 м, він побудує зображення Сонця розміром біля 1 см. [2, 3]
1.2. Об’єктив геліографа.
Геліограф, який вирішено було побудувати, повинен складатися із трьох частин: об’єктива, блоку зміни фільтрів та реєстратора зображення. Для отримання зображення Сонця використовувався фотоапарат Canon EOS 450D, але його власний об’єктив мало придатний для астрономічних спостережень. Також вибір можливого об’єктива обмежувався наявними в БЮАО оптичними інструментами. При цьому необхідно було зважати на те, щоб використання телескопа в якості об’єктива геліографа не заважало виконанню інших спостережень, для яких цей телескоп використовувався.
Можливих кандидатів виявилося три: телеоб’єктив МТО-1000, «шкільний рефрактор» РТ-80, та «шкільний рефрактор» РТ-60 (в наявності два екземпляри).
1.2.1. МТО-1000
Перші спроби фотографування були виконані з телеоб’єктивом МТО-1000 (Рис 1.2), оскільки приєднати до нього фотоапарат виявилося найпростіше: цей телеоб’єктив має кільце з різьбою М42 для під’єднання фотоапаратів і потрібно було лише придбати перехідне кільце від М42 до байонету EOS.
Рис 1.2. МТО-1000 та його оптична схема
Характеристики МТО-1000:
- фокусна відстань – 1000 мм;
- діаметр вхідного отвору – 100 мм;
- зображення Сонця ~ 10 мм.
Але при використанні цього телеоб’єктива для спостережень Сонця виникли деякі проблеми із розміщенням світлофільтру. Світлофільтр мав розташовуватися між об’єктивом і фотоапаратом, а конструкція МТО-1000 накладає значні обмеження: фокусна площина знаходиться на невеликій відстані від краю корпусу. Обраний спосіб встановлення фільтру (див. Рис. 1.3) вимагав, щоб він був колом певного діаметру, що виготовити з наявним обладнанням було досить складно. Також незручно було переобладнувати телеоб’єктив для нічних спостережень і виникали побоювання щодо негативного впливу перебування оптичних елементів МТО-1000 під прямим сонячним світлом.
Врешті, під час спостережень виготовлений світлофільтр тріснув через нагрівання Сонцем і було прийнято рішення використовувати інший об’єктив для геліографа (як виявилося пізніше, якість зображень при цьому не зазнала відчутного погіршення)
Рис. 1.3. Задня частина МТО-1000. Для встановлення світлофільтру необхідно викрутити чотири гвинти, зняти задню частину, встановити фільтр і повернути задню частину на місце
1.2.2. «Шкільні рефрактори»
Оптичні характеристики РТ-80:
- фокусна відстань – 800 мм;
- діаметр вхідного отвору – 80 мм;
- зображення Сонця ~ 8 мм.
Оптичні характеристики РТ-60:
- фокусна відстань – 600 мм;
- діаметр вхідного отвору – 60 мм;
- зображення Сонця ~ 6 мм.
Таким чином, вибір зупинився на шкільних рефракторах РТ-80 та два РТ-60. Вони мають однакову оптичну схему і окулярний вузол (Рис 1.6), відрізняються лише діаметром і фокусною відстанню об’єктива (Рис 1.4). Оскільки частина цих телескопів, до якої приєднується блок фільтрів не відрізняється, було вирішено виготовити спочатку його, а потім дослідити, з яким із телескопів можна буде отримати зображення найкращої якості.
Рис. 1.4. Оптична схема телескопа-рефрактора
1.3. Блок зміни фільтрів.
Оскільки Сонце – об’єкт дуже яскравий, для виконання його спостережень необхідно використовувати темні світлофільтри. В залежності від умов спостережень, може виникнути необхідність використовувати світлофільтри різної густини і навіть світлофільтри для спостережень Місяця (оскільки планується використання пристрою для спостережень місячних затемнень). Тому блок фільтрів побудований таким чином, щоб світлофільтри було легко змінювати.
Блок складається з відрізку металевої труби в якій прорізаний отвір для розміщення скляного фільтру та отвори для кріплення до телескопа. До цієї труби з одного кінця за допомогою трьох болтів приєднується кільце з різьбою М42, «позичене» у телеоб’єктива МТО-1000, і до нього перехідне кільце від М42 до байонету EOS. (Рис 1.5)
Рис. 1.5. Складові частини блоку фільтрів.
Від телескопа від’єднується частина, в яку вставляється окуляр (Рис. 1.6) і замість неї кріпиться блок фільтрів (Рис. 1.7)
Рис. 1.6. Окулярна частина «шкільного телескопа»
Рис. 1.7. Блок зміни фільтрів, змонтований на телескопі РТ-60
1.4. Фотоапарат Canon EOS 450D.
Для отримання фотографій Сонця використовувався фотоапарат Canon EOS 450D, оскільки це був єдиний доступний прилад реєстрації зображень зі змінним об’єктивом.
Серед характеристик фотоапарата, можна виділити ті, які важливі для виконання спостережень:
- розмір матриці 22,2 × 14,8 мм
- розмір зображення 4272 × 2848 пікселів
- діапазон експозицій 30 – 1/40000 с.
Нажаль, справжня роздільна здатність зображення виявляється трохи менша, ніж виходить, якщо поділити лінійний розмір матриці на кількість пік селів. Це пов’язано за методом формування кольорового зображення, при якому використовуються значення яскравості, отримані з чотирьох сусідніх пік селів, а потім зображення екстраполюється на кожен з них. Через це при фотографуванні дрібних близьких деталей виникає явище, яке в називають «муар».
Оскільки телескопи, які використовувалися в якості об’єктивів створюють зображення Сонця, що не перевищує 1см, розмір матриці фотоапарату задовольняє потребам спостережень.
Рис 1.8. Фотоапарат Canon EOS 450D
1.5. Порівняння результатів, отриманих з різними об’єктивами.
У додатках А, Б та В подані зображення Сонця, отримані з використанням в якості об’єктива МТО-1000, РТ-80 та РТ-60.
Нажаль телескоп РТ-80 не виправдав сподівань: маючи більшу фокусну відстань об’єктива і, відповідно, створюючи зображення більшого масштабу, він дав найгіршу якість зображення. У додатку представлений найкращий із отриманих за допомогою цього телескопа знімок і навіть на ньому помітно гірша чіткість зображення ніж у отриманого з допомогою РТ-60. Найімовірніше це пов’язане з дефектом об’єктива наявного екземпляра РТ-80.
Якість зображень, отримані за допомогою МТО-1000 і РТ-60 виявляється приблизно однаковою. Через необхідність виготовлення нового світлофільтра для МТО-1000 (див. розділ 1.2.1), виявилося неможливим виконати спостереження з цими об’єктивами в один день, тому впевнено стверджувати який з «претендентів» кращий неможливо. Проте за критеріями зручності використання і задіяності в інших спостереженнях МТО-1000 значно поступається РТ-60. МТО-1000 значно складніше переобладнувати при переході від спостережень Сонця до нічних і він в наявності лише один, в той час як РТ-60 ми маємо два екземпляри. До того ж процес фокусування зображення з ним значно важчий, ніж у РТ.
Якість зображень, отриманих з РТ-60 виявилася прийнятною, тому використовувати в якості геліографа на постійній основі було вирішено саме його. Він потребує лише вдосконалення монтування, оскільки наявне не забезпечує надійної фіксації телескопа і не запобігає тремтінню приладу, що ускладнює процес фокусування.
РОЗДІЛ 2
ДОСЛІДЖЕННЯ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ
2.1. Сонячна активність
2.1.1. Прояви сонячної активності.
На початку XVII століття Галілей вперше направив телескоп на Сонце, і побачив плями на поверхні, того часу почалися більш-менш регулярні спостереження цих плям. А з середини XIX століття ці спостереження виконуються щоденно, якщо дозволяє погода. З появою космічних сонячних обсерваторій, які можуть виконувати безперервні спостереження Сонця, почався новий етап у дослідженнях.
Свого часу Сонце «визначило» умови в атмосфері нашої планети. Проте разом з цими «добрими справами» воно часто додає такі, які негативно впливають на життєдіяльність окремої людини і людства вцілому. Особливо помітним це стало після поширення використання електрики та електричних приладів. Ще в середині XIX століття помітили, що Сонце може «збивати» зі шляху кораблі, впливаючи на магнітну стрілку компасу. Це сонячні частинки, влітаючи в магнітосферу Землі, викликають збурення магнітного поля, так звані геомагнітні бурі. Окрім геомагнітних бур вони можуть викликати порушення радіозв’язку, особливо в діапазоні коротких хвиль, полярні сяйва. Сонячна активність призводить до послаблення космічних променів, які надходять до нас і приносить до околиць Землі протони сонячних космічних променів. [1, 5]
Набагато складніші прояви сонячної активності в нижній атмосфері Землі – тропосфері. Цей вплив найчастіше буває опосередкованим: зміни умов у верхній атмосфері поступово «розкачують» тропосфери і призводять до коливань погоди та клімату.
В різних частинах Сонця постійно відбуваються впорядковані та хаотичні зміни температури, густини, тиску, напруженості магнітних полів. Явища в сонячній атмосфері дуже різноманітні, відбуваються в різних її частинах, які мають різні фізичні властивості. Разом з цим, вони тісно пов’язані між собою, оскільки викликані спільною причиною.
Зазвичай сонячною активністю називають цілий комплекс різних явищ, які відбуваються в атмосфері Сонця та охоплюють порівняно великі ділянки розміром не менше кількох тисяч кілометрі, вони вирізняються значними змінами з часом фізичних характеристик сонячної атмосфери.
Поки науковці цікавилися середніми характеристиками того чи іншого шару сонячної атмосфери та намагалися уникати тих ділянок, де ці характеристики різко виділялися, саме ці ділянки й розглядали як прояви сонячної активності. Проте настав час, коли дослідники Сонця зацікавилися детальною будовою не лише активних утворень, але й «спокійних» ділянок Сонця. Тоді науковці почали схилятися до думки, що ніякої різкої межі між активними і спокійними ділянками взагалі не існує. Все Сонце бурхливо змінюється.
Сонячна активність — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.
Розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл (Рис 2.1.), і аперіодичні зміни.
Рис. 2.1. Останні 30 років сонячної активності (This image was created by Robert A. Rohde from the published data listed below and replaces an image created by William M. Connolley. It is part of the Global Warming Art project)
Лише трохи більше ста років тому коли казали про сонячну активність, мали на увазі сонячні плями. Більше ста років дослідники присвятили вивченню сонячних плям. Але навіть зараз серед явищ сонячної активності важко уявити складніше і не зрозуміліше утворення, ніж сонячна пляма. [1, 5]
Сонячні плями – це відносно холодні ділянки фотосфери Сонця. Температура їх на 1500 – 2000 градусів менша за температуру оточуючого середовища. Тому за контрастом вони здаються нам темними. Плями мають тарілкоподібну форму із дном на глибині 700 – 1000 км.
Рис 2.2. Будова активної ділянки сонячної поверхні
На початку XX століття було виявлено, що сонячні плями мають сильне магнітне поле. Згідно з теорією Л. Бірмана, таке поле здатне зменшити конвективний перенос енергії у підфотоcферних шарах. Таким чином саме магнітне поле вважають причиною низької температури сонячних плям. [1]
У центрі сонячної плями магнітні лінії напрямлені майже перпендикулярно до поверхні Сонця й з наближенням до краю плями вони нахиляються до його поверхні. Разом з тим у центрі плями магнітні лінії є досить заплутаними й саме це перешкоджає розвитку грануляції в центральних областях сонячної плями. Нагріта сонячна плазма складається загалом з електрично заряджених частинок, які не можуть рухатися прямолінійно поперек ліній магнітного поля. Тому лінії сильного магнітного поля у центрі плями «заштовхують» потік гарячої плазми назад в надра Сонця. Відповідно в центрі плями можна бачити нижчі шари, які завдяки полю підігріваються значно менше ніж у сусідніх з плямою ділянках, де добре розвинута сонячна грануляція. Згідно із законом випромінювання чорного тіла потік випромінювання з центру плями є значно меншим і зовнішній спостерігач бачить темнішу ділянку в області плями на фоні яскравої поверхні Сонця. Область в центрі сонячної плями ще називають «тінню».
Ближче до краю плями лінії магнітного поля є більш впорядкованими й значно нахиленими до поверхні Сонця. Відповідно стає можливий рух зарядженої плазми, що виноситься конвекцією з надр Сонця, й в області на краю плями видно довгі нитки гарячої плазми, які напрямлені вздовж ліній магнітного поля. Тому на краю плями підігрів речовини є більшим ніж у центрі плями, але все ж таки значно меншим, ніж за межами плями. Для зовнішнього спостерігача краї плями виглядають дещо світлішими внаслідок більшої, ніж у центрі плями, температури, проте вони залишаються темнішими, ніж поверхня Сонця навколо плями. Відповідно, області по краям сонячної плями називають ще «півтінню» (Рис 2.3). [1, 5]
Рис 2.3. Група плям на Сонці. Фото зроблене у видимому світлі космічним апаратом Hinode 13 грудня 2006 года
2.1.2. Числа Вольфа
Для кількісного вивчення будь якого явища не обхідні якісь характеристики, які допомогли би нам розглядати його сутність. На початку досліджень сонячної активності була введена перша така характеристика для сонячних плям – відносні числа сонячних плям. Зараз їх часто називають за прізвищем астронома, який їх придумав – числами Вольфа. Це не просто загальна кількість плям на сонячному диску, а характеристика, яка одночасно відображає і кількість груп плям і будову кожної з них. Оскільки ми бачимо лише одну половину Сонця, ці числа визначаються не для всього Сонця, а для його видимої частини. [1]
Число Вольфа для даного дня обчислюється за формулою
(2.1)
де
W — число Вольфа;
f — число плям, що спостерігаються;
g — число груп плям, що спостерігаються;
k — нормувальний коефіцієнт.
Нормувальні коефіцієнти k виводяться для кожного спостерігача і телескопу, що дає можливість спільно використовувати числа Вольфа, обчислені різними спостерігачами. За міжнародну систему прийняті числа Вольфа, які в 1849 році розпочала публікувати Цюрихська обсерваторія, і для яких коефіцієнт k прийнято вважати рівним 1.
Швейцарським астрономом Максом Вальдмайєром отримана наступна емпірична залежність між середньорічними значенням числа Вольфа і сумарною площею сонячних плям:
де F— площа плям в мільйонних долях півсфери. Однак є ряд вказівок на зміну характеру цього зв'язку з часом. [1, 5]
2.2. Визначення індексу сонячної активності зі спостережень.
Наявне в Бердянській юнацькій астрономічній обсерваторії обладнання дозволяє визначати лише одну характеристику сонячної активності – підрахувати кількість сонячних плям і, відповідно, визначити число Вольфа.
З цією метою тривалий час виконувалися замальовки вигляду поверхні сонячного диска, а після побудови геліографа почалися фотографічні спостереження.
Нажаль через несприятливі погодні умови, технічні негаразди та специфічний графік роботи астрономічного гуртка, до теперішнього часу вдалося виконати фотографічні спостереження Сонця з використанням остаточного варіанту геліографа на базі телескопа РТ-60 лише протягом двох днів: 12 грудня (додаток Г) та 22 грудня (додаток Б). Найкращі з отриманих фотографій наведені у додатках.
Відповідно за формулою (2.1) були визначені числа Вольфа у дні спостережень. При розрахунках коефіцієнт k вважався рівним 1, оскільки визначити його з двох спостережень не виявляється можливим. З накопиченням достатньо великої кількості спостережень планується визначити нормувальний коефіцієнт k для результатів, отриманих з використанням геліографа БЮАО. Результати визначення індексу сонячної активності подані у табл. 2.1.
Таблиця 2.1
Результати визначення індексу сонячної активності
|
Дата спостереження |
Кількість плям |
Кількість груп плям |
Число Вольфа |
|
12.12.2013 |
15 |
6 |
75 |
|
22.12.2013 |
22 |
4 |
62 |
ВИСНОВКИ
Сонячна активність значно впливає на стан людини і процеси на Землі.
Спостереження проявів сонячної активності виконуються вже кілька століть, але якісно нові результати вдалося отримати після появи фотографії та астрофізичних методів досліджень.
З метою виконання фотографічних спостережень Сонця був створений геліограф на базі фотоапарату Canon 450D та виконані дослідження можливості використання в якості об’єктива різних наявних інструментів БЮАО.
Були проведені перші фотографічні спостереження Сонця та визначені значення індексів сонячної активності з цих спостережень.
Надалі планується виконання регулярних фотографічних спостережень Сонця з використанням побудованого геліографа та дослідження залежності різних подій (наприклад звернень учнів школи до медпункту та інше) від індексу сонячної активності.
Також планується випробування в якості об’єктиву геліографа інших інструментів: двох телескопів РТ-80 (один зараз використовується в якості гіду головного телескопу БЮАО, а другий буде переданий в обсерваторію любителем астрономії), та телескопу UFO з характеристиками, близькими до РТ-80 (він потребує ремонту вузла фокусування)
СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ
- Витинский Ю.И. Солнечная активность. — 2-е изд., перераб. и доп. — М.: Наука, 1983. — 192 с. с илл.
- Степанян Н.Н. Наблюдаем Солнце. – М.: Наука., 1992. – 128 с.
- Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. – 4-е изд. – М.: Наука, 1979. – 440 с.
- Божинова Ф.Я. Кирюхіна Н.М., Кирюхіна Е.А. Фізика. – Харків: Ранок, 2007. – 191с.
- Миттон С. Дневная звезла. Пер с англ. – М.: Мир, 1984. – 208с.
Інтернет ресурси:
http://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A7%D0%B8%D1%81%D0%BB%D0%BE_%D0%92%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%84%D0%B0
ДОДАТОК А
Зображення Сонця, отримане з використанням МТО-1000
ДОДАТОК Б
Зображення Сонця, отримане з використанням РТ-80 22.12.2013
ДОДАТОК В
Зображення Сонця, отримане з використанням РТ-60 22.12.2013
ДОДАТОК Г
Зображення Сонця, отримане з використанням РТ-60 12.12.2013
1
про публікацію авторської розробки
Додати розробку