Исследование Солнца и солнечной активности

XIX Международный конкурс научно-исследовательских и творческих работ учащихся
Старт в науке

Личный портфель

Исследование Солнца и солнечной активности

Сыткина В.В. 1
1МАОУ гимназия №32
Сыткин В.В. 1
1ИП Сыткин
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Диплом школьникаСвидетельство руководителя
Текст работы размещён без изображений и формул.
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF

Введение

Цель:

Исследовать процессы, происходящие в фотосфере и хромосфере Солнца

Задачи:

1) Изучить источники информации по теме

2) Наблюдение солнечных явлений в телескоп, проведение фото и видеосъемки

3) Индетифицировать наблюдаемые солнечные явления

4) Провести измерения исследуемых объектов на Солнце

5)Сделать выводы на основе моих наблюдений

6) Оформить работу для представления и защиты

Актуальность:

Исследуя процессы, происходящие на Солнце, солнечную активность, мы глубже понимаем влияние Солнца на нашу планету, на ее климат и на все живое на Земле.

Объект исследования:

Солнце

Предмет исследования:

Исследование Солнца и солнечной активности.

Проблема исследования:

Какие явления происходят на Солнце?

Гипотеза:

Есть предположение, что существует немедленная прямая взаимосвязь между конкретными процессами на Солнце и реакцией климата Земли.

Методы исследования:

Наблюдение, фотографирование, измерения и вычисления

Глава I.

    1. Общая информация о Солнце.

Солнце — одна из звезд нашей галактиктики Млечный Путь. Солнце— ближайшая к Земле звезда и единственная в солнечной системе. Средняя удалённость Солнца от Земли составляет 149,6 млн км.

Солнце — почти идеальная сфера. Его экваториальный и полярный диаметры отличаются всего на 10 км. Средний радиус Солнца составляет 696000км. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле, определяет ее климат.

Солнце представляет из себя гигантский плазменный шар состоящий в основном из водорода и гелия. Другие элементы присутствуют на Солнце в значительно меньшей концентрации.. Масса Солнца составляет около 330000 масс Земли, а диаметр Солнца в 109 раз превосходит Земной. При наблюдении с Земли видимый угловой размер Солнца составляет, как и у Луны, около полуградуса. Именно поэтому на Земле возможно наблюдение полных солнечных затмений.

    1. История изучения солнечной активности.

Солнечная активность и связанные с ней события регулярно регистрировались с древних времен. Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Однако европейские исследователи обратили на них внимание только в начале XVII века. Томас Хэрриот, Фабрициус, Галилей, Кристоф Шейнер и другие учёные проводили наблюдения и даже активно спорили за первенство открытия.

Считается, что первые наблюдения Солнца с помощью телескопа начались в 1611 году, когда немецкий астроном и механик Кристоф Шейнердобавил в схему телескопа цветные стекла и спроецировал изображение на белую поверхность. (Рис.1)

 

Рис.1

Так появился специальный телескоп для наблюдений за Солнцем — гелиоскоп.

    1. Современные знания о структуре Солнца.

Перед проведением наблюдений я познакомилась с современными знаниями о Солнце, о его строении, а также познакомилась с терминами, описывающими явления, происходящие на Солнце.

В настоящее время ученым много известно о строении Солнца (Рис.2). Рассмотрим его. В центре Солнца находится ядро (1), температура в котором достигает 15млн. градусов. В ядре происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Во время этих реакций из ядра выделяется огромное количество энергии, которая передается в виде излучения к поверхности Солнца.

Зона переноса лучистой энергии (2) начинается от ядра Солнца и простирается вплоть до зоны конвекции.

Конвекционная зона (3) – это место где происходит передача энергии путем перемешивания вещества: горячая плазма поднимается наверх

 

Рис.2

в следующий слой – фотосферу, а более холодная плазма опускается вниз, чтобы вновь нагреется и впоследствии опять заменить остывшую плазму в фотосфере Солнца.

Нижний слой атмосферы называют фотосферой (4). Толщина фотосферы составляет около 300 км. Фотосфера непрозрачна, она поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр Солнца. Обычно температура фотосферы составляет около 6000°K.

В фотосфере можно наблюдать такое явление, как солнечные пятна (6). Солнечные пятна образуются в местах выхода в солнечную атмосферу очень сильных магнитных полей. Это препятствует горячей плазме подниматься из недр Солнца в фотосферу. В результате этого в этом месте значительно понижается температура плазмы. В «тени» (самой холодной части) солнечного пятна температура примерно 4500°K., в «полутени» – около 5000-5500°K. Пятна кажутся нам темными из–за разницы температур с основной поверхностью фотосферы.

Рядом с пятнами в фотосфере возникают участки с ярким свечением – это факелы (7). Множество факелов, расположенных рядом, носит название факельных полей.

Над фотосферой находится хромосфера (5) – слой солнечной атмосферы, простирающийся верх примерно на 10 тысяч км.

Хромосферу открыли лишь в середине XIX века. 18 июля 1851 года во время полного солнечного затмения, за несколько секунд до появления солнечной короны, ученые заметили у края диска светящийся красный полумесяц и вспышки.

В хромосфере имеются такие образования как спикулы. Спикулы (8) – это светящиеся в хромосфере столбы плазмы, похожие на траву, растущую на поверхности Солнца. Продолжительность их жизни 5-10 минут. Они поднимаются в хромосфере на высоту 5-10 тыс.км. со скоростью около 20 км/с. Количество одновременно существующих спикул на Солнце – около 1 миллиона.

Протуберанцы (9) – это выбросы более холодной и плотной, чем окружающее вещество, плазмы, которые поднимаются и удерживаются над поверхностью с помощью магнитного поля. Протуберанцы не доступны для наблюдений с помощью обычных солнечных фильтров с поверхности Земли, т.к. их яркость ниже яркости фона неба. Поэтому их можно наблюдать только либо во время полных солнечных затмений, либо с помощью специальных фильтров (H-alpha) и коронографов.

Протуберанцы отличаются друг от друга по внешнему виду и по динамике поведения:

1) Эруптивные протуберанцы – они очень быстро развиваются и от момента появления до исчезновения проходит около 1 часа.
2) Дугообразные – классической формы протуберанец, струи вещества движутся словно по магнитным силовым линиям.
3) «Лес» – долго стоящие протуберанцы, которые не имеют особой формы, иногда похожи на кусты и могут существовать несколько суток.

На диске Солнца иногда видны темные линии, тянущиеся на значительные расстояния. Эти объекты носят название волокон и представляют собой проекцию протуберанцев на диск Солнца.

Флоккулы («хромосферные факелы») — яркие волокнистые образования в хромосфере Солнца. Являются продолжением фотосферных факелов в хромосферу. Обычно находятся вблизи областей с сильными магнитными полями.

Верхний слой атмосферы называется короной (10). Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры.

Глава II.

    1. Организация исследования.

Наблюдение Солнца мы проводили из обсерватории, расположенной на террасе над вторым этажом нашего дома (Приложение 1. Фото№1). Для проведения наблюдений мы использовали два типа телескопов. В обоих случаях в оптической системе телескопов использовалась линза Барлоу 3x

  1. Телескоп MAK127GT с фотокамерой LevenhukT510NG с установленным на нем солнечным фильтром. (Приложение 1. Фото№2)

  2. Хромосферный телескоп ТАЛ120+CoronadoPST с фотокамерой QHY174m. (Приложение 1. Фото3)

Телескоп MAK127GT позволит нам рассмотреть весь диск Солнца целиком (или почти целиком), что даст нам возможность оценить общее количество солнечных пятен на диске Солнца. Однако, этот телескоп ведет наблюдение во всем видимом диапазоне, поэтому он не даст нам возможности увидеть хромосферу Солнца, т.к. яркий свет от фотосферы забивает собой более разряженные участки хромосферы. Телескоп ТАЛ120, соединенный с хромосферной трубкой CoronadoPST, позволяет вести наблюдение Солнца только в узкой полосе на длине волны 656,28 нм (1нм равен 1 миллиардной части метра). На этой длине волны излучает водород, само это излучение носит название Ha (Аш-Альфа). Ширина полосы пропускания фильтра, установленного на CoronadoPST составляет менее 1Å (ангстрема, 1Å=0,1нм). Из-за такой узкой полосы пропускания телескоп отбрасывает практически все излучение, пропуская только излучение водорода, которым как раз и богата хромосфера Солнца.

Астрокамеры могут быть установлены на различные телескопы с различными оптическими системами и дополнительными линзами. При съемке камерой LevenhukT510NG на телескопе LevenhukMAK127GT мы использовали съемку одиночными кадрами, а камерой QHY174m проводили съемку видеороликов.

    1. Методы исследования

Фотографирование Солнца, особенно в линии H-alpha(656,28 нм) имеет свои особенности. Для получения качественного снимка нужно проводить видеосъемку солнечной поверхности с максимально высокой скоростью кадров. В отличие от фотографирования далеких звезд и галактик у нас достаточно света от источника и нет необходимости накапливать сигнал, но имеется проблема: неспокойная атмосфера Земли. Движение воздушных потоков приводит к «дрожанию» воздуха, и как следствие, вносит существенные помехи в качество изображения. Для того, чтобы избежать помех, нужно поймать момент спокойного состояния атмосферы. Для этого снимают видеоролик с максимально возможной скоростью, а затем, из полученных 2-3 тысяч кадров специальной программой отбираются те, что были сделаны в мгновения более спокойной атмосферы.

С другой стороны, ролик нельзя снимать слишком долго. Во-первых, объем видеофайла становится очень большим и неудобным в дальнейшей обработке. А, во-вторых, и это самое главное, поверхность Солнца динамично меняется, кроме того, Солнце вращается вокруг своей оси, поэтому долгое время съемки приведет к смазыванию итоговой картинки. Оптимальной длительностью видеороликов съемки Солнца мы выбрали 30 секунд. Вот почему очень важно за этот короткий промежуток времени отснять как можно больше кадров.

Кроме этого, важно, чтобы компьютер, к которому подключена камера, установленная на телескопе, успевал записывать на диск видеоролик в реальном времени, иначе будут потери кадров.

Резкость изображения (фокусировка) на телескопе настраивается визуально, глядя на экран монитора компьютера, на который выводится изображения с астрокамеры.

Кроме съемки солнечной поверхности необходимо изготовить некоторые технические кадры, которые позволят при дальнейшей обработке фотографий, очистить изображение объекта от дефектов оптической системы, таких как соринки на матрице камеры, на объективе телескопа, а также исключат неравномерность распределения яркости изображения (виньетирование). Для изготовления такого технического кадра нужно произвести видеосъемку кадров плоского поля, т.е. равномерно освещенной поверхности. Для этих целей подойдет съемка расфокусированного участка поверхности Солнца (без краев).

После этого из такого служебного видеоролика с помощью специальной программы изготавливается, так называемый, MasterFlat (кадр плоского поля). В дальнейшем этот кадр используется при обработке полученных фотографий Солнца.

Для изготовления фотографии из видеоролика мы пользовались программой AutoStakkert v.3. После этого полученная фотография подвергалась специальной обработке с помощью программы PixInsight. Это специализированная программа для обработки астрофотографий.

Чтобы провести измерения, нужно было рассчитать масштаб наших снимков для каждой из оптических систем и разных настроек.

Для определения масштаба полученных снимков мы воспользовались программой ToupView, которая поставлялась вместе с камерой LevenhukT510NG. Выполнив построение части дуги окружности, программа рассчитала радиус окружности в пикселях. Тогда масштаб фотографии можно рассчитать разделив радиус Солнца выраженный в километрах на радиус Солнца, выраженный в пикселях:

 

M(км/px) = R(км) : R(px)

    1. Результаты исследования.

Проведя измерения диска Солнца на нескольких фотографиях, мы получили среднее значение масштаба для каждой оптической системы и настройки.

Так, например, если радиус Солнца в пикселях на Фото №1, из Приложения 2, полученного на ТАЛ120+CoronadoPST с фотокамерой QHY174m и с линзой Барлоу 3xR(px) равен 2245px, то подставляя в формулу масштаба, получим:

M(1) = 696000км : 2245px = 310 км/px

А для Фото №2 из Приложения 2, полученного на той же оптической системе и настройках, значение масштаба будет равно:

M(2) = 696000км :2277px =306 км/px

Среднее значение масштаба в этом случае будет равно:

M(cp) = ( M(1)+M(2) ) : 2 = (310 +306) : 2 = 308 км/px

Сделав еще несколько измерений фотографий на этой же оптической системе, мы действительно получили среднее значение масштаба близкое к M=308 км/px

Для Фото №3 из Приложения 2, полученной с помощью Телескоп MAK127GT с фотокамерой LevenhukT510NG с линзой Барлоу 3x получим:

M(3) = 696000км :3183px =218 км/px

Среднее значение масштаба мы использовали для измерения объектов на фотографиях, на которых не было видно края диска Солнца, но когда можно было, мы применяли для расчетов масштаб, полученный непосредственно с исследуемой фотографии.

В дальнейшем мы могли проводить измерения размеров любых объектов отснятых нами в атмосфере Солнца. Для этого нам достаточно было измерить длину или диаметр объекта в пикселях, а затем умножить их на масштаб снимка. В частности, мы провели измерения размеров солнечных пятен и вычислили, что у наблюдаемых нами пятен диаметр (вместе с полутенью) составлял от 3000 до 18500 км.

Так, например, диаметр солнечного пятна вместе с полутенью на Фото №1 из Приложения 3 равен:

D = 2*r = 2* (696 000 : 3245)*43 = 18445 км

Т.е. диаметр этого пятна превышает диаметр Земли.

Одна группа пятен имела в своем составе около 30 пятен, и ее длина составляла около 140 000 км. (Фото№2, Приложение 3)

Также нам удалось детально рассмотреть структуру солнечного пятна. (Фото№1, Приложение 4)

Кроме этого, мы провели измерения нескольких сфотографированных нами протуберанцев и выяснили, что их размеры составляют несколько десятков тысяч километров. Так, например, на Фото№1 в Приложении 5 высота протуберанца равна:

H = 2* (696 000 :2473)*126 = 35461 км

Самый высокий из них был протуберанец третьего типа и имел высоту около 50 тысяч километров. (Фото №2 Приложения 5)

Очень интересными были наблюдения солнечных волокон, т..е. проекции протуберанцев на диск Солнца (Приложение 6). Измерение их длины очень можно выполнить лишь приблизительно, т.к. мы видим лишь их проекцию, но даже общие оценки позволяют сказать, что их длина может превышать сотни тысяч километров. Например, на Фото№1 в Приложении 6 длина волокна примерно составила:

L = M(сред) * l(px) = 308км/px * 762 = 234696 км.

Во время одного из наблюдений была зафиксирована солнечная вспышка, сопровождающаяся резким усилением яркости в районе группы солнечных пятен. В течение примерно одного часа можно было наблюдать усиление, а затем снижение яркости этой области (Приложение 7).

Мы рассчитали радиус пятна вспышки: R=4928км. (Фото№4 Приложение 7).

Зная радиус вспышки можно рассчитать её площадь:

S(вспышки) = π * R²

S(вспышки) = 3,14 * 4928² = 76 294 155 км²

Наблюдая за группой солнечных пятен в течение некоторого времени, мы видели, что они смещаются по диску Солнца. Это означает, что Солнце вращается вокруг своей оси. (Приложение 8). Также, наблюдая одну и ту же группу пятен в течение нескольких дней, мы обнаружили, что пятна меняют свою форму, могут распадаться и исчезать. (Приложение 9)

Наблюдая за диском Солнца в хромосферный телескоп, я смогла четко идентифицировать такие объекты как волокна, факельные поля, флоккулы. (Приложение 10), спикулы (Приложение 11) , различные виды протуберанцев и солнечных пятен (Приложение 13 и Приложение 12).

Заключение

Я выполнила все поставленные в исследовательской работе задачи. По результатам наблюдений я могу сделать вывод, что Солнце имеет динамично изменяющуюся атмосферу.

Изменения в атмосфере Солнца проявляются изменениями температуры ее отдельных участков и сопровождаются выбросами плазмы. Значительное влияние на движение плазмы оказывает мощное магнитное поле Солнца.

Солнечная активность определяет тепловой баланс суши, океана и атмосферы Земли. Многие земные аномалии могут быть связаны с солнечной активностью.

Известно, что периодически эти процессы на Солнце усиливаются или ослабляются, однако мы не обнаружили непосредственного влияния отдельных вспышек или выбросов плазмы с поверхности Солнца на конкретные изменения климата на Земле. Скорее нужно говорить о глобальном влиянии активности Солнца на самые различные явления, происходящие на Земле.

Кроме энергии тепла, Солнце щедро «поливает» нас радиацией, от которой спасает только магнитное поле Земли. Звезда, ставшая для нас источником жизни, периодически пытается нас убить. От его активности зависит комфорт и возможность нашего выживания.

Комплекс явлений, связанный с воздействием солнечного излучения на геомагнитные, атмосферные, климатические, погодные, биологические и другие геофизические и геологические процессы изучает дисциплина, называемая «солнечно-земные связи». Её идеи были заложены в начале 20 века выдающимися русскими учеными В.И. Вернадским, К.Э. Циолковским, а А.Л. Чижевский явился основоположником такого направления в науки, как гелиобиология, исследующего влияние солнечной активности на самые различные явления, происходящие на Земле.

Наблюдение за Солнцем и солнечной активностью имеет важное значение, как для фундаментальной науки, так и с точки зрения практического использования в жизни человечества. Магнитные бури, потепление климата, ураганы океанские течения – эти и многие другие процессы на Земле напрямую связаны с солнечной активностью. Научиться предсказывать последствия солнечной активности, защищаться от их негативных воздействий – важная практическая задача.

Список используемой литературы

  1. Книга “Космос” Ликсо, Вячеслав Владимирович

  2. Кн ига “Энциклопедический словарь юного астронома” Ерпылев Н. П.

  3. https://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/fizika/SOLNECHNAYA_AKTIVNOST.htm

  4. https://pikabu.ru/story/pervyie_nablyudeniya_solntsa_v_teleskop_6593908.

  5. https://sunplanets.info/solncze/solncze-opisanie-struktura-obrazovanie-evolyucziya-orbita-issledovanie-i-fakty

  6. https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/Sheiner_Viewing_Sunspots_1625.jpg

  7. https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/Sheiner_Viewing_Sunspots_1625.jpg

Приложения к исследовательской работе

«Исследование Солнца и солнечной активности»

Приложение 1. Оборудование для исследования.

 

Фото №1.

Фото №2.

 

Фото №3.

Приложение 2. Определение масштаба фотографии.

Фото№1

Фото№2

Фото№3

Приложение 3. Определение размера солнечных пятен

Фото№1. Диаметр солнечного пятна на фотографии равен 18445 км.

Фото№2. Протяженность этой группы пятен равна:

L=(696000 : 1733) * 349= 140 163 км

Приложение 4. Структура солнечного пятна

Фото№1

Приложение 5. Определение высоты протуберанцев

Фото №1 Высота протуберанца на этой фотографии около 35460 км

Фото №2 Высота протуберанца на этой фотографии около 49200 км

Приложение6. Фотографии солнечных волокон

Фото№1 Длина волокна примерно составляет 234 696 км

Фото №2

Фото№3

Приложение 7. Процесс вспышки на Солнце.

Фото№1

Фото№2

Фото№3

Фото№4

Фото№5

Фото№6

Фото№7

Приложение 8. Вращение Солнца.

Фото№1

Фото№2

Приложение 9. Изменение солнечных пятен.

Фото№1 Группа пятен на диске Солнца.

Фото№2 Та же группа пятен через 4 дня.

Приложение 10. Волокна, факельные поля и флоккулы.

Фото№1

Фото№2

Приложение 11. Спикулы

Фото№1 Спикулы солнечной хромосферы выглядят как трава, растущая на поверхности Солнца.

Приложение 12. Фотографии солнечных пятен.

Фото№1 Группа небольших пятен размером около 3000 км в диаметре

Фото№2 Несколько групп пятен на краю диска Солнца

Приложение 13. Фотографии солнечных протуберанцев.

Фото№1

Фото№2

Фото№3 Фото№4

Просмотров работы: 1491