Проект ГАО РАНx
advertisement
МУНИЦИПАЛЬНЫЙ КОНКУРС «МОЛОДАЯ НАУКА» Секция «Физика и астрономия» «Исследование состава Солнца и влияние солнечной активности на жизнедеятельность на Земле (на основе работы Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН» Выполнили: Басенко Алёна, Лаврентьева Виктория, Громовая Татьяна Ученицы 11 класса МОУ СОШ № 9 Научный руководитель: Левковец Светлана Николаевна учитель физики и математики Кисловодск, 2010 г. Содержание Введение ................................................................................................................... 1 1. Обзор литературы и обоснование направления исследования. ..................... 2 2. Горная астрономическая станция ГАО РАН. ................................................... 2 2.1. История создания ГАО РАН. .......................................................................... 3 2.2. Телескопы, используемые в научной деятельности на ГАО РАН. ............. 8 2.3. Открытия ......................................................................................................... 11 2.3.1. Солнце. Определение состава Солнца ...................................................... 12 2.3.2. Солнечная активность ................................................................................ 13 Результаты исследований. .................................................................................... 16 Экологическое влияние горной астрономической станции на окружающую среду ....................................................................................................................... 17 Выводы и предложения. ....................................................................................... 18 Литература: ............................................................................................................ 18 Приложения……………………………………………………………………..19 1 Кисловодск - удивительный город, расположенный на юге Ставропольского края, практически на границе с Карачаево-Черкессией и Кабардино-Балкарией, в 65 км от горы Эльбрус. Кисловодск расположен в живописной долине, образованной ущельями двух сливающихся рек — Ольховки и Березовки, впадающих в реку Подкумок. Ландшафт города и его окрестностей очень живописен. Город окружают песчаные и меловые горы, образующие многочисленные террасы с глубокими пещерами и гротами. С востока город огорожен холмами, связанными между собой небольшими возвышенностями, и цепью меловых гор, составляющих вместе среднюю часть Джинальского хребта (высота до 1500 м). С севера долина Кисловодска ограничена цепью террасообразных меловых гор Боргустанского хребта, достигающего высоты 1200 м над уровнем моря. Боргустанский и Джинальский хребты являются отрогами Пастбищного хребта, одного из северных хребтов Большого Кавказа. С юга и юго-востока долина Кисловодска ограничена куэстами Скалистого хребта — Кабардинским хребтом высотой до 1600 м и Бермамытским плато. Частью Скалистого хребта является плато Шат Жад Маз.(2070 м над уровнем моря)(Приложение №1) на котором разместилась Кисловодская горная астрономическая станция ГАО РАН(Приложение №2), являющаяся филиалом Пулковской обсерватории РАН. Большая высота над уровнем моря, благоприятное географическое положение и горный рельеф обеспечивают исключительную чистоту и прозрачность воздуха. Кроме того, здесь бывает много дней с ясной безоблачной погодой. Все это гарантирует высокое качество наблюдений, проводимых на станции. Прекрасные географические и природные условия позволяют наиболее эффективно использовать полный комплекс современного научного оборудования. На Горной станции выполняются практически непрерывные, однородные, максимально всесторонние наблюдения как оптическими приборами, так и радиометодами за явлениями, происходящими во всех слоях атмосферы Солнца. Благодаря этим обстоятельствам Горная станция приобрела широкое международное признание как поставщик информации о явлениях, происходящих на Солнце, которые вызывают многочисленные эффекты в магнитосфере, ионосфере, верхних и нижних слоях земной атмосферы, и даже в биосфере. Сведения о явлениях на Солнце имеют практическое применение в различных областях деятельности человека. Значение таких наблюдений непрерывно растет по мере увеличения знаний об окружающей среде и ее зависимости от космических явлений, а также в связи с началом освоения космоса. Идея этой работы зародилась у нас еще в 2008 году, когда в течение учебного года мы стали изучать информацию о влиянии солнечной активности на жизнедеятельность людей, на процессы, происходящие на Земле. Окончательное решение написать исследовательскую работу о деятельности Горной астрономической станции ГАО РАН утвердилось после учебной экскурсии по обсерватории вместе с учителем физики Светланой Николаевной Левковец. Свою работу мы назвали «Исследование состава Солнца и влияние солнечной активности на жизнедеятельность на Земле (на основе работы Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН» Цель работы: изучение научной деятельности на территории Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН и влияния этого объекта на окружающую среду г.-к. Кисловодска и его окрестностей. 2 Задачи: посетить Кисловодскую горную астрономическую станцию ГАО РАН изучить научную деятельность объекта. обработать данные исследования . изучить влияние их деятельности на окружающую среду. 1. Обзор литературы и обоснование направления исследования. При подготовке к созданию этой работы мы использовали следующие издания: «Детская энциклопедия» под редакцией Б.А. Воронцова-Вельяминова, А.И. Маркушевича, В. Арсенин, Н. Бондарев, Э. Сергиевский. Энциклопедия окружающего мира «Астрономия» автор Стюарт Арткинсон. «Сверхновый атлас Вселенной. Космос» автор Ж. Ранцини. Учебник «Физика 11 класс» автор Мякишев Г. Я. Буховцев Б. Б. Большое количество информации нам предоставили научные сотрудники обсерватории, а так же учитель физики МОУ СОШ №9 г-к Кисловодска Светлана Николаевна Левковец. 2. Горная астрономическая станция ГАО РАН. В живописных горах Западного Кавказа в 28 км от г. –к. Кисловодска находится уникальный научно-исследовательский институт – Горная астрофизическая станция Государственной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук. Это один из немногих отечественных центров, в котором проводятся наземные астрофизические наблюдения во всём диапазоне электромагнитного излучения, с использованием крупнейших телескопов мира. Основные инструменты обсерватории: внезатменный коронограф, сделанный на заводе Цейсса, Сегодня на Горной станции появляются новые, уже полностью автоматизированные телескопы. При этом попрежнему надежно служат инструменты, все эти годы пополнявшие оборудование станции: телескопы, радиометры, радиоинтерферометр, спектрографы и пр. Все они позволяют проводить как оптическими, так и радиометодами (всего восемь видов) практически непрерывные, всесторонние наблюдения явлений, происходящих во всех слоях атмосферы Солнца, глубже понимать солнечные процессы и предвидеть возможные их последствия для Земли. Все данные в течение дня стекаются в самую современную оптическую лабораторию станции. Здесь они обрабатываются, затем формируется ежедневная сводная карта солнечной активности и таблицы различных ее видов – от фотосферы до солнечной короны. Значительная часть работы Горной станции заключается в выполнении регулярных наблюдений и обработке данных по программе Службы Солнца. Эти данные, получаемые в результате срочных измерений и обработки, сообщаются заинтересованным организациям и публикуются. Окончательные данные, сведенные в единую систему, публиковались в виде ежегодных каталогов солнечной активности. 3 2.1. История создания Горной астрономической станции. Систематические наблюдения за явлениями на Солнце начались с появления первых телескопов. Однако до последнего времени они были отрывочны и разрозненны. На одних обсерваториях наблюдались одни явления, на других — другие. Кроме того, обычно солнечные наблюдения на обсерваториях являлись только случайными вкраплениями в не связанные с ними наблюдения других объектов. При попытке объединения наблюдений различных обсерваторий стало очевидно, что сделать это достаточно хорошо невозможно из-за несогласованности программ, различия приборов и подхода наблюдателей, а также различия погодных и других условий. Стала ясна необходимость создания солнечной обсерватории нового типа, на которой можно было бы одновременно и согласованно наблюдать за появлением и развитием активности во всех слоях атмосферы Солнца. Без постоянных внезатменных наблюдений за внешними слоями атмосферы Солнца — солнечной короной — создание солнечной обсерватории не было бы оправданным. В то время солнечная корона наблюдалась только в моменты полных солнечных затмений, т. е., в среднем, «только одну минуту в год, а внезатменные наблюдения короны только начинались. Сейчас, в эпоху осуществления крупных международных проектов комплексных наблюдений за развитием солнечной активности (Международный геофизический год, Международный год спокойного Солнца и т. п.) идея комплексности исследований представляется очевидной. Но в то время, когда было привычным рассматривать „каждое явление (пятна, флоккулы, волокна и т. п.) изолированно друг от друга, идея комплексности воспринималась с большим трудом. Так как постановка наблюдений фотосферы и хромосферы не представляла принципиальных трудностей и вопрос сводился только к получению соответствующей аппаратуры, то создание комплексной солнечной обсерватории определялось возможностью организации внезатменных наблюдений солнечной короны. Надежда на осуществление таких наблюдений в нашей стране появилась только после Великой Отечественной войны, когда стало известно, что в СССР из Иены привезены два внезатменных коронографа, сделанных на заводе Цейса. Далее необходимо было найти место для установки коронографа, т. е. для будущей Горной станции. Первоначально академик В. А. Амбарцумян предложил установить коронограф на горе Арагац (4090 м), где на высоте 3250 м имеется станция для наблюдения космических лучей. Однако, побывав на этой вершине, Амбарцумян обнаружил там большой ореол, образуемый пылью, переносимой ветром на большой высоте из афганских пустынь. После возвращения из экспедиции на солнечное затмение в Бразилию, в которой М. Н. Гневышев возглавлял пулковскую группу астрофизиков, он в сентябре 1947 г. вместе с аспирантом Б. Н. Гиммельфарбом выехал на Северный Кавказ. Предполагалось найти вершину, аналогичную горе Пик дю Миди, которая существенно возвышается над окружающими горами. В таком случае воздушные потоки не переваливают через 4 вершину, а обтекают ее. Этим исключается образование динамических облаков, возникающих в результате конденсации при подъеме воздушной массы, которые затем исчезают при ее опускании. Такие вершины имеются в западной части Кавказа. Поэтому экспедиция, захватив с собой фотометр для измерения яркости околосолнечного ореола и небольшой телескоп с экраном для оценки величины колебаний изображения края Солнца, выехала в Краснодар. Полномочия с обращением к местным властям были .подписаны Президентом Академии наук СССР академиком С. И. Вавиловым. В Краснодаре у местных властей были получены дополнительные письма, после чего участники экспедиции вылетели на двух двухместных самолетах У-2 в Майкоп. На ночлег устроились у случайного встречного, доставившего к себе домой на мотоцикле. Чтобы видеть, как изменяются яркость ореола и спокойствие изображений при подъеме в горы, первые измерения были начаты в месте ночлега. Целью экспедиции было достижение Центрального Кавказского заповедника в Гузерипле, чтобы, базируясь там, осмотреть окрестные вершины. Путешествие туда происходило поездом до Белореченска, затем на попутной машине до поселка Ходжох и, наконец, пешком с грузом, водруженным на лошадь зоотехника из заповедника. В заповеднике была арендована лошадь и нанят проводник. Это позволило обследовать окружающие вершины, сделать выписки из данных метеостанций, а затем через Белореченский перевал дойти до Сочи. Обследованные места оказались непригодными для солнечной обсерватории из-за сильно изрезанного рельефа и близости Черного моря. Первая причина приводит к большой турбулентности воздуха и, следовательно, неспокойствию изображений, а также к невозможности доставки грузов автомашинами (строительство автомобильной дороги обошлось бы чрезвычайно дорого). Со второй же причиной связано малое количество ясных дней и выпадение обильных осадков. После однодневного отдыха экспедиция переехала в Кисловодск, где очень быстро было найдено место — вершина горы Шат Жад Маз, обладающая многими положительными качествами. В этих местах параллельно главному Кавказскому хребту тянутся еще несколько хребтов, полого поднимающихся с .северной стороны и круто обрывающихся с южной. Таков же и Скалистый хребет, к которому принадлежит гора Шат Жад Маз, имеющая большую плоскую вершину. Пологий подъем от Кисловодска к этой вершине позволяет, хотя и с трудом, пройти автомашине, так что не требуется строительства дороги. Этот же спокойный рельеф и плоская вершина не создают турбулентности воздуха. Удаленность от промышленных объектов, травяной покров летом и снежный зимой, альпийские луга делают воздух исключительно чистым. Как показали в дальнейшем наблюдения, яркость околосолнечного ореола иногда бывает в этих местах меньше одной миллионной доли яркости центра солнечного диска, что значительно меньше, чем. в других местах. Благодаря удаленности от Черного моря имеется большое количество дней с ясной погодой. Важно и то, что вблизи будущей обсерватории (28 Км) находится Кисловодск — благоустроенный город, удобно связанный с основными центрами страны. 5 В дальнейшем выяснилось, что место выбрано оптимально удачно. Восточнее него увеличивается запыленность воздуха под влиянием закаспийских пустынь, западнее происходит рост облачности, вызываемый Черным морем, на севере нет достаточных высот, на юге же, хотя .там и находится еще более высокий главный хребет, строительство обсерватории и доставка грузов были бы неприемлемо дорогими, а условия жизни слишком трудными для обеспечения постоянных бесперебойных наблюдений. Работа в этой экспедиции позволила приобрести ценный опыт в поисках места для аналогичных станций. Это обязательно должна быть вершина горы. Даже небольшое удаление от нее резко ухудшает спокойствие изображений. Место на горе было выбрано таким образом, чтобы жилые постройки находились в ложбине, защищенной с трех сторон от ветра рельефом местности, а приборы размещались поблизости, но на вершине. Проверяя, нет ли в этом районе более подходящих мест для станции, экспедиция посетила метеостанцию на горе Бермамыт и убедилась, что условия здесь значительно хуже. Выбранное место на горе Шат Жад Маз принадлежало опытной сельскохозяйственной станции, на которой в свое время работал академик Н. И. Вавилов (1887— 1943). К моменту посещения экспедицией это хозяйство пришло в полный упадок и в дальнейшем было ликвидировано. После того как место для станции было выбрано, встал вопрос об организации наблюдений, отпуске средств и материалов и т. д. К этому времени скончался Г. Н. Неуймин и новым директором Пулковской обсерватории был назначен А. А. Михайлов, ныне академик. Будучи занят многочисленными и сложными делами, связанными со строительством и восстановлением обсерватории, он предложил М. Н. Гневышеву самому решать организационные вопросы, и предоставил ему в этом отношении полную свободу действий. В конце 1947 г. М. Н. Гневышев был принят академиком С. И. Вавиловым (1891—1951) во время его приезда в Ленинград и изложил ему суть дела. Сначала Вавилов выразил сомнения в возможности организации наблюдений в выбранном месте, но в результате последовавшей горячей дискуссии согласился с приведенными доводами. Президиум АН СССР 26 февраля 1948 г. (протокол № 3, § 1) принял постановление, которым Пулковской обсерватории разрешалось провести опытные наблюдения солнечной короны вне затмения на горе Шат Жад Маз. Для этой цели Отделу материальных фондов АН предписывалось выделить вагон досок для строительства временного павильона для коронографа, жилой сборный дом и грузовую автомашину ГАЗ-51. Санаторию им. А. М. Горького в Кисловодске, принадлежавшему тогда АН СССР, было поручено выделить одну комнату для пулковских сотрудников. При этом сотрудников обсерватории предлагалось откомандировывать, т. е. посылать из Пулково на Северный Кавказ без выплаты командировочных или других видов доплат. Однако дом выделен не был, а посылка людей на указанных условиях оказалась практически невозможной. Неожиданно выход из создавшегося положения был найден. В это время готовилось постановление о развитии радиоастрономических исследований в СССР. Подготовка проекта этого постановления была поручена профессору С. Э. Хайкину (1901—1968), с которым Гневышев еще с довоенных времен участвовал в работе Совета по радиофизике АН СССР. При обсуждении готовившегося проекта Гневышев предложил включить 6 одним из пунктов организацию радиоастрономических наблюдений на будущей Горной станции. В результате под руководством Гневышева была организована высокогорная экспедиция со всеми полагающими правами. Коронограф, необходимое снаряжение и даже продукты, сроком на год, были отправлены из Ленинграда в специальном вагоне. Был отправлен также первый экземпляр только что изготовленного менискового фотогелиографа системы Д. Д. Максутова (1896— 1964). Все это имущество весной 1948 г. прибыло в Кисловодск и было сложено в санатории им. Горького. Перевезти его на выбранное место в горах стало возможно только осенью того же года, когда самими сотрудниками с помощью трех плотников были построены временные павильоны для коронографа и фотогелиографа и барак из двух комнат, которые служили жильем, кухней и лабораторией. Было завезено также топливо. В это время на станцию приехал А. А. Михайлов, который осмотрел и одобрил выбранное место. В дальнейшем он приезжал на Горную станцию еще несколько раз. Во время одного из приездов он определил координаты места. Имевшаяся грузовая автомашина малой проходимости при отсутствии дороги: могла подниматься в гору только в сухую погоду. После дождя, а тем более в снежное время, до станции можно было добираться только пешком. Пришлось приобрести двух лошадей, что создало новые трудности. Потребовался корм, который не был заготовлен. На лошадях невозможно было в один день съездить в город и обратно. Так как на территорию санатория приводить лошадей было нельзя, то, вступив в первую улицу города, приходилось стучаться в частные домики с просьбой пустить на ночлег с лошадьми. При этом нужно было везти с собою корм и платить за постой. Снимки на фотогелиографе стали получать с октября 1948 г. и потому этот момент считается началом существования Горной станции. Однако корону увидеть не удавалось. Не была ясна причина этого: место, прибор, отсутствие опыта или все вместе взятое. Исследовать коронограф было невозможно, так как его разборка предусматривалась только в заводских условиях. Доступ к оптике запирался кольцом, напрессованным на заводе. В полевых условиях снять его можно было только ударами кувалды. Таким же образом оно насаживалось обратно. Пришлось начать с переделки прибора, чтобы стала возможной его разборка без столь опасных приемов. Эта переделка при отсутствии мастерской также была связана с немалыми трудностями. Наступил 1950 г. и в Пулковской обсерватории стали раздаваться голоса, говорившие, что осуществляется предсказание: о трате средств без всякой надежды на успех. В стенной газете даже появилась статья с требованием привлечь «виновных» к ответственности! К счастью, именно в это время удалось найти причину, мешавшую наблюдениям солнечной короны. Дело в том, что при идеальной оптике основным источником рассеянного света в телескопе является дифракция от краев объектива, превышающая яркость короны в ДОО раз при диаметре объектива 20 см. Поэтому осуществление искусственного затмения 7 Солнца в телескопе путем установки металлического диска («искусственной луны») в фокусе объектива недостаточно, чтобы видеть корону. Б. Лио устранил этот рассеянный свет, помещая непосредственно после «луны» линзу поля, которая строит изображение главного объектива на ирисовой диафрагме. Это изображение имеет яркие края из-за того, что дифрагированные лучи собираются именно в этом месте. Сужая диафрагму, можно перекрыть эти лучи и с помощью последующего третьего объектива построить изображение протуберанцев или короны. Немецкие инженеры не поняли назначение ирисовой диафрагмы и считали, что она нужна для ослабления света, как в обычной фотокамере. Стремясь использовать серийные детали, они применили фотографический объектив с диафрагмой внутри, поместив ее тем самым не в фокусе линзы поля. Вторым источником рассеянного света было отражение от второй поверхности главного объектива (плосковыпуклая линза). Линза поля собирала этот свет в виде маленького, но яркого блика вблизи центра ирисовой диафрагмы. Помещая в этом месте бленду, можно было устранить и этот рассеянный свет. Следующим необходимым условием оказалось получение монохроматического света в лучах короны или протуберанцев. Это необходимо для устранения хроматической „ аберрации однолинзового объектива, с одной стороны, |и для исключения атмосферного рассеянного света во всех, кроме исследуемой, длинах волн,— с другой. Первоначально для этой цели был изготовлен спектрограф с призмой прямого зрения, с которым и были получены первые снимки зеленой корональной линии. Затем был изготовлен дифракционный спектрограф и разработана методика фотометрической стандартизации, которая должна была обеспечить однородность рядов интенсивности корон ал ьных линий, независимо от погодных и других условий. Эта задача решается тем, что на той же фотопленке, где снимается корональная линия, с тем же спектрографом, и при той же экспозиции снимается центр солнечного диска через ступенчатый ослабитель и дополнительный фильтр, выравнивающий яркости фотосферы и короны. В результате начались регулярные наблюдения различных корональных линий в наиболее стабильной в мире фотометрической системе. Получение первых снимков (в феврале 1950 г.), естественно, резко изменило положение дел, дав «право на жизнь» Горной станции. Одновременно с решением научных задач приходилось заниматься и строительством. Прежде всего необходимо было построить постоянный павильон для коронографа с вращающимся куполом и достаточно большой лабораторией, удобной для размещения измерительных приборов, вспомогательного оборудования и рабочих мест. Этот павильон и лаборатория должны были обеспечить необходимую чистоту для предохранения коронографа от пыли, создающей рассеянный свет. В деревянном павильоне бороться с пылью было чрезвычайно трудно. В это время в Ленинграде изготовлялись куполы разных размеров для восстанавливаемой Пулковской обсерватории. Вместе с ними был изготовлен купол и для коронографа Горной станции. 8 Строительство станции выполнялось хозяйственным способом с участием ее сотрудников. Весь монтаж купола был выполнен только основными сотрудниками. Для подъема тяжелых деталей строился наклонный пандус; по нему детали втаскивались тросом, который тянула автомашина. Этот же хозяйственный способ применялся при сооружении построек станции, как жилых, так и научных, на протяжении всех 30 лет. Как уже говорилось, сборный жилой дом предоставлен не был, а вместо него было предложено получить 8 вагонов леса и делать любой дом самим. Фактически же прибыло только два вагона, которых хватило лишь для изготовления полов, крыши, дверей и других деталей. Стены пришлось делать из шлака. С этой целью на автомашине станции собирался шлак из котельных санаториев Кисловодска, который затем смешивался с цементом и заливался в опалубку. Эта работа не требовала строительной квалификации и позволила построить монолитные, крепкие шлакобетонные стены, не выходя за пределы отпущенных средств. В этой крайне напряженной и трудной деятельности неоднократно складывались безвыходные ситуации. Тут необходимо с благодарностью вспомнить помощь, которую оказывали посещавшие Горную станцию вице-президент АН СССР академик И. П. Бардин (1883-1960) в 1949 г. и главный ученый секретарь Президиума АН СССР академик А. В. Топчиев (1907—1962) в 1952 . 2.2. Телескопы, используемые в научной деятельности на ГАО РАН. Первые годы организации Горной станции без преувеличения можно назвать героическими. В это время от сотрудников требовались самоотверженность, мобилизация всех физических и духовных сил, выносливость и стойкость в преодолении трудностей в суровых условиях высокогорья, не благоустроенности и удаленности от населенных пунктов. Для наблюдений солнечной короны вне затмений необходима была настойчивость, чтобы не ступить при неудачах, вызванных известными и Как говорилось в начале, наблюдения солнечной короны в отрыве от наблюдений других слоев атмосферы Солнца, а также без параллельных наблюдений радиоизлучения, имеют весьма ограниченную ценность. Поэтому одновременно с усилиями по осуществлению наблюдений солнечной короны делались попытки создать аппаратуру для наблюдений и других слоев. Многие приборы пришлось изготовлять своими силами. Первой мыслью было попытаться восстановить большой дифракционный спектрограф системы Литтрова, на котором в течение нескольких десятилетий академик А. А. Белопольский (1854—1934) выполнял в Пулкове большую программу наблюдений для выяснения, меняется ли скорость вращения Солнца с 11-летним циклом. При этом сравнивались доплеровские скорости восточного и западного краев Солнца. В последние предвоенные годы Гневышев использовал этот прибор для фотометрических исследований кальциевых флоккул. При эвакуации в начале войны из Пулкова были вывезены дифракционная решетка и узел с кассетой и щелью. Целостат, к сожалению, не сохранился. Пришлось использовать один 9 из целостатов, построенных еще для наблюдений солнечного затмения 1936 г., но с дополнительными зеркалами, чтобы можно было наблюдать при любом склонении Солнца. Схема самого спектрографа также была изменена так, чтобы одновременно можно было получать с большой дисперсией несколько спектральных областей с помощью дополнительных камерных зеркал. Для осуществления этой установки необходимо было изготовить основной узел с щелью, кассетами и управлением решеткой, все плоские и сферические зеркала с соответствующими оправами и регулировками, а также питающее зеркало с фокусным расстоянием 17 м. Для изготовления зеркал нужно было найти соответствующие заготовки из пирекса, обладающего малым коэффициентом теплового расширения. Последние удалось получить благодаря* содействию Д. Д. Максутова и С. Б. Пикельнера. В 1950 г. спектрограф, изготовленный в ГОМЗ, был установлен на Горной станции, сначала в деревянном павильоне а затем в каменном. Позднее целостат был приподнят на шестиметровую башню, что позволило получать хорошие изображения не только в ранние утренние часы. На этом приборе регулярно ведутся измерения магнитных нолей пятен, начатые Г. Ф. Вялышшым, и эпизодически ^выполняются спектрофотометрические исследования. Идея многокамерного спектрографа понравилась •Э. Р. Мустелю, который тогда был председателем Комиссии по исследованию Солнца. Ознакомившись с этим прибором на Горной станции, он рекомендовал его сотрудникам чехословацкой обсерватории в Онджейове. Ими был построен прекрасный прибор, который широко применяется для исследования вспышек. В 1964г. на Горной станции был установлен один из серии фотосферно-хромосферных телескопов, на котором с тех пор ведутся систематические наблюдения фотосферы и хромосферы в лучах водорода. К этому времени на Горной станции появились различные станки и другое механическое оборудование, позволившее делать не только текущий ремонт аппаратуры, но и усовершенствовать ее и изготовлять новую. В настоящее время наблюдения ведутся только на фотогелиографе. Его действующее отверстие объектива 130 мм, эквивалентное фокусное расстояние объектива 9080 мм, поле зрение 32’, экспозиция затвора 0,01-0,1 сек. С 1957 г. на Горной станции началась регистрация радиоизлучения Солнца на волне 168 см с помощью радиоинтерферометра, состоящего из двух параболических зеркал размером 2х10 м, установленных на расстоянии 90 м друг от друга. Зеркала могут вращаться в плоскости меридиана. Они были изготовлены на Горной станции. Приемное устройство было выполнено в Пулковской обсерватории Н. Ф. Рыжковым, который и был первым наблюдателем. Сначала наблюдатели посменно приезжали из Пулкова, но в дальнейшем в штате Горной станции появились собственные радиоинженеры и техники Позднее на Горную станцию были привезены и установлены радиометры на волны 2 и 5 см. Эти установки первоначально делались в Пулковской обсерватории для экспедиций по наблюдению солнечных затмений. По окончании экспедиций, по просьбе Гневышева, они 10 были переданы Горной станции для регулярных наблюдений. При этом потребовалось внести изменения как в аппаратуру, так и в методику измерений, чтобы обеспечить стабильность системы данных в течение длительного времени. На этих телескопах производятся измерения потока и поляризации. В 80-х гг. на Горной станции Научно-исследовательским радиофизическим институтом (НИРФИ, г. Горький) был установлен радиометр на волне 3 см, для регулярных совместных наблюдений. Увеличение числа радиотелескопов и многочисленной аппаратуры к ним потребовало постройки специального помещения – радиоастрономической лаборатории. Здесь особенно велики заслуги В. Л. Ермошеню, как в отношении модернизации и усовершенствования радиоастрономической аппаратуры, так и при создании налаживании и ремонте электронных устройств, все в большем количестве появляющихся на оптических приборах Оборудование Станции постоянно пополнялось. Так, в 1966 г. начались наблюдения на крупнейшем в мире коронографе с диаметром объектива 54 см, построенном под руководством Г^ М. Никольского совместно в мастерских Института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн (ИЗМИРАН) и Пулковской обсерватории. Таким образом, как в оптическом, так и в радиодиапазонах на Горной станции работают комплекты приборов, позволяющих производить наблюдения за явлениями во всех слоях атмосферы Солнца. Этим была достигнут цель, поставленная при создании этой новой обсерватории. Важное значение для технической оснащенности Станции имела постройка высоковольтной линии, давшей первый ток 1 января 1970 г. Эта линия соединила Горную станцию с промышленной системой электроснабжения, что позволило отказаться от стационарных дизельных электростанций. Построенная по инициативе сотрудников Горной станции, высоковольтная линия преобразила и весь этот высокогорный край. Благодаря полному комплексу оптической и радиоаппаратуры для наблюдений за явлениями во всех слоях атмосферы Солнца Горная станция стала ведущей солнечной обсерваторией. Ведя собственные наблюдения и постоянно получая данные других обсерваторий, Горная станция регулярно сопоставляет полученную информацию и приводит ее в единую систему (Р. С. Гневышева). Результаты этой работы публикуются в издаваемых ГАО АН СССР «Каталогах солнечной активности». Наблюдения Горной станции публикуются также в Пулковском бюллетене «Солнечные данные», международном солнечном бюллетене «Quarterly bulletin on solar activity» и в американском издании «Solar and geophysical Станция поддерживает регулярные контакты с другими обсерваториями и астрономическими учреждениями, в том числе и зарубежными. В разное время здесь прошли стажировку многие десятки специалистов из советских и зарубежных обсерваторий и вузов. В результате сотрудничества с Институтом земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР на Горной станции установлен солнечный телескоп западно-германской фирмы «Оптон» на котором получаются превосходные снимки хромосферы, а также радио спектрограф для метрового диапазона. При павильоне для 11 телескопа «Оптон» построена лаборатория, оснащенная современными измерительными приборами. Внедряется применение ЭВМ. 2.3. Открытия С первых дней на станции работала Раиса Семеновна Гневышева: участвовала в разработке методики точных измерений интенсивности корональных линий, выполнила много фотосферных, хромосферных и корональных наблюдений и измерений большой точности. Данные Горной станции легли в основу наблюдений всей Службы Солнца СССР. Р.С. Гневышева приводила данные всех обсерваторий в одну систему и готовила к публикации в виде «Каталогов солнечной деятельности», издававшихся ежегодно с 1932 года. В 1959 году после окончания Ленинградского госуниверситета на Горной станции начал работать Валентин Иванович Макаров (1935–2006). Его кандидатская диссертация (1969) была посвящена исследованию солнечных пятен. А в докторской (1989) было развито новое направление исследований солнечного цикла как глобального процесса активности на всех широтах. С 1984 по 2000 годы В.И. Макаров заведовал Горной станцией. В 1985– 2004 годах руководил отделом физики Солнца ГАО РАН. С 1959 года на станции работает В.В. Макарова. С 1978 года она ведет ряды классических индексов солнечной активности: чисел Вольфа и площадей пятен, а также ряд чисел полярных факелов. В 1964 году на Горной станции стала работать Ким Гун Дер – основной наблюдатель солнечной короны. С 2000 года заведующим Горной станцией является доктор физико-математических наук Андрей Георгиевич Тлатов, пришедший на станцию в 1989 году. Создание некоторых приборов и выполнение наблюдений на них происходило в сотрудничестве с учеными других учреждений. Так, совместно с В.Г. Куртом (Институт космических исследований) были получены первые инфракрасные корональные линии 10746 и 10789А. С учеными ИЗМИРАН Г.М. Никольским и И.С. Ким и сотрудником Парижского института астрофизики С. Кучми велись работы по измерениям магнитных полей в протуберанцах и короне. В результате сотрудничества с Институтом земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР на Горной станции был установлен солнечный телескоп западногерманской фирмы «Оптон», дающий превосходные снимки хромосферы, а также радиоспектрограф для метрового диапазона. В советское время на Горной станции проходили практику и приобретали опыт исследовательской работы студенты Ленинградского, Московского, Киевского, Львовского, Свердловского университетов. Приезжали научные сотрудники разных обсерваторий для повышения квалификации, бывали многие ученые из США, Франции, Швеции, Италии, Австралии, Румынии, Венгрии, Чехословакии, Польши, Монголии и ГДР. Сегодня здесь регулярно проходят практику, пишут курсовые и дипломные работы студенты МГУ и Санкт-Петербургского госуниверситета. Традиционно на станцию приходят работать выпускники Таганрогского государственного радиотехнического 12 института (ныне – Таганрогского технологического института Южного федерального университета). Рядом ведет исследования станция Института физики атмосферы РАН. Выше на вершине – астрофизический пункт ГАИШ МГУ. Через несколько лет и у вузовских ученых здесь будет своя обсерватория. 2.3.1. Солнце. Определение состава Солнца Из всего окружающего нас несметного множества звезд несопоставимо важнейшую роль в нашей жизни играет Солнце. Эта ближайшая к нам звезда обеспечивает нашу планету подавляющей частью энергии, которой мы располагаем на Земле. Благодаря солнцу и земной атмосфере на поверхности земли температура и другие условия такие, какие они есть, а не космический холод, что делает нашу планету комфортной для обитающих на ней живых существ. Даже относительно мизерные изменения потока энергии, передаваемой Солнцем Земле, которые происходят при солнечных вспышках, существенно сказываются на земных условиях. С другой стороны, Солнце по своим свойствам является типичной для своего класса звездой, и постигая процессы, происходящие на Солнце, мы лучше понимаем и то, что творится на очень далеких от нас звездах. Астрономическими методами было измерено, что орбита Земли удалена от Солнца в среднем на 150 миллионов километров. Эта орбита имеет формулу эллипса, так что в разные моменты времени расстояние от Земли до Солнца несколько изменяется; меняется и скорость движения Земли по ее орбите. Как известно, период обращения Земли вокруг Солнца равен 365,2522 суток. Ближе всего к Солнцу Земля подходит в январе, и в этот же период скорость движения Земли по ее орбите максимальна, хотя вариации скорости (в среднем 35 км/с) . Радиус Солнца составляет 697 тысяч километров. Масса Солнца 2*1030 кг. Средняя плотность Солнца составляет 1,41*103 кг/м3, т.е. в 1,41 раза больше плотности воды. Однако распределение плотности по глубине Солнца неоднородно, и величина средней плотности не очень показательна. С другой стороны, вспомнив, до каких чудовищных величин возрастает давление на больших глубинах земных океанов, мы качественно поймем, что происходит с давлением и плотностью по мере приближения к центру Солнца (плотность солнечного вещества – газа – прямо зависит от давления, в то время как вода практически несжимаема). Казалось бы, странно рассуждать о распределении плотности по глубине небесного тела, удаленного от нас на полторы сотни миллионов километров. Но один из парадоксов естественнонаучных исследований состоит в том, что о внутреннем строении Солнца мы имеем, по-видимому, гораздо лучшее представление, чем о внутреннем строении Земли. Кстати, химический элемент гелий был вначале открыт на Солнце, а уже потом обнаружен на Земле. Состоит Солнце на 78% из водорода, 20 % из гелия, с небольшой добавкой (примерно 2%) более тяжелых элементов. Строение Солнца. 13 Яркая светящаяся поверхность Солнца, видимая невооруженным глазом, имеет температуру порядка 60000 градусов и называется фотосферой. Фотосфера абсолютно непрозрачна, и лежащее под ней вещество недоступно никаким наблюдениям. Над фотосферой располагается солнечная атмосфера: на высоте 2-3 тысяч километров – достаточно плотный и тонкий слой – хромосфера, получивший свое название за то, что он бывает виден во время затмений как тонкая розовая окантовка Солнца. С высот порядка 10 тысяч километров начинается разреженная, но неоднородная и удивительно горячая (1-2 млн. градусов) корона Солнца. Она простирается до расстояний в несколько солнечных радиусов. Агрегатное состояние вещества на Солнце: при таких температурах (60000 и выше) это может быть только плазма, то есть ионизованный газ. Плазме присущ ряд весьма специфических свойств. Хотя она в целом электрически нейтральна, однако обладает электропроводностью, и при наличии магнитного поля сосуществует вместе с ним: с одной стороны, магнитное поле ограничивает подвижность плазмы – заряженные частицы перемещаются вдоль его силовых линий и труднее – поперек; с другой стороны, если облаку плазмы удалось оторваться от основной области, она увлекает магнитное поле за собой. Это явление образно называют вмороженностью магнитного поля в плазму. Еще одно характерное свойство плазмы: она поглощает электромагнитные колебания, частота которых ниже плазменной частоты. Вследствие этого, если плотность плазмы зависит только от высоты (нет неоднородностей), то более длинноволновые электромагнитные колебания (радиоволны) исходят из более высоких слоев солнечной атмосферы. Аналогичная ситуация существует и в ионосфере Земли, которая так же является плазмой. С помощью необходимого оборудования мы пронаблюдали (экспериментально) сплошной спектр, неоновый, гелиевый и водородный ( Приложение 1 ). 2.3.2. Солнечная активность Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных проявлений солнечной активности, то есть всей совокупности наблюдаемых изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Это и солнечные пятна – области с сильным магнитным полем и вследствие этого с пониженной температурой, и солнечные вспышки – наиболее мощные и быстроразвивающиеся взрывные процессы, затрагивающие всю солнечную атмосферу над активной областью, и солнечные волокна – плазменные образования в магнитном поле солнечной атмосферы, имеющие вид вытянутых (до сотен тысяч километров) волоконообразных структур. Когда волокна выходят на видимый край (лимб) Солнца, можно видеть наиболее грандиозные по масштабам активные и спокойные образования – протуберанцы, отличающиеся богатым разнообразием форм и сложной структурой. Нужно еще отметить корональные дыры – области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем. Это своеобразные окна, из которых выбрасывается высокоскоростной поток солнечных заряженных частиц. Солнечные пятна – наиболее известные явления на Солнце. Впервые в телескоп их наблюдал Г. Галилей в 1610 г. Мы не знаем, когда и как он научился ослаблять яркий солнечный свет, но прекрасные гравюры, изображающие солнечные пятна и опубликованные в 1613г. в его знаменитых письмах о солнечных пятнах, явились первыми систематическими рядами наблюдений. 14 С этого времени регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. В конце ХIX столетия два наблюдателя – Г. Шперер в Германии и Е. Маундер в Англии указали на тот факт, что в течение 70- летнего периода вплоть до 1716г. пятен на солнечном диске, по-видимому, было очень мало. Уже в наше время Д. Эдди, заново проанализировав все данные, пришел к выводу, что действительно в этот период был спад солнечной активности, названный Маундеровским минимумом. К 1843г. после 20-летних наблюдений любитель астрономии Г. Швабе из Германии собрал достаточно много данных для того, чтобы показать, что число пятен на диске Солнца циклически меняется, достигая минимума примерно через каждые одиннадцать лет. Р. Вольф из Цюриха собрал все какие только мог данные о пятнах, систематизировал их, организовал регулярные наблюдения и предложил оценивать степень активности Солнца специальным индексом, определяющим меру "запятненности" Солнца, учитывающим как число пятен, наблюдавшихся в данный день, так и число групп солнечных пятен на диске Солнца. Этот индекс относительного числа пятен, впоследствии названный "числами Вольфа", начинает свой ряд с 1749 года. Кривая среднегодовых чисел Вольфа совершенно отчетливо показывает периодические изменения числа солнечных пятен. Индекс "числа Вольфа" хорошо выдержал испытание временем, но на современном этапе необходимо измерять солнечную активность количественными методами. Современные солнечные обсерватории ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы (м.д.п.). Этот индекс в какой-то мере отражает величину магнитного потока, сосредоточенного в пятнах, через поверхность Солнца. Группы солнечных пятен со всеми сопутствующими явлениями являются частями активных областей. Развитая активная область включает в себя факельную площадку с группой солнечных пятен по обе стороны линии раздела полярности магнитного поля, на которой часто располагается волокно. Всему этому сопутствует развитие корональной конденсации, плотность вещества в которой по крайней мере в несколько раз выше плотности окружающей среды. Все эти явления объединены интенсивным магнитным полем, достигающим величины нескольких тысяч гаусс на уровне фотосферы. Наиболее четко границы активной области определяются по хромосферной линии ионизованного кальция. Поэтому был введен ежедневный кальциевый индекс, который учитывает площади и мощности всех активных областей. Самое сильное проявление солнечной активности, влияющее на Землю, – солнечные вспышки. Они развиваются в активных областях со сложным строением магнитного поля и затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. В то же время это энергия, испускаемая всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, с мощностью, не превышающей сотых долей 15 процента от мощности полного излучения нашей звезды. Во вспышечно-активных областях основная последовательность вспышек большой и средней мощности происходит за ограниченный интервал времени (40-60 часов), в то время как малые вспышки и уярчения наблюдаются практически постоянно. Это приводит к подъему общего фона электромагнитного излучения Солнца. Поэтому для оценки солнечной активности, связанной со вспышками, стали применять специальные индексы, напрямую связанные с реальными потоками электромагнитного излучения. По величине потока радиоизлучения на волне 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 г. введен индекс F10.7. Он измеряется в солнечных единицах потока (с.е.п.), причем 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м2·Гц). Индекс F10.7 хорошо соответствует изменениям суммарной площади солнечных пятен и количеству вспышек во всех активных областях. Для статистических исследований в основном используются среднемесячные значения. С развитием спутниковых исследований Солнца появилась возможность прямых измерений потока рентгеновского излучения в отдельных диапазонах. С 1976 года регулярно измеряется ежедневное фоновое значение потока мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1-8 A (12.5-1 кэВ). Соответствующий индекс обозначается прописной латинской буквой (A, B, C, M, X), характеризующей порядок величины потока в диапазоне 1-8 A (10-8 Вт/м2, 10-7 и так далее) с последующим числом в пределах от 1 до 9.9, дающим само значение потока. Так, например, M2.5 означает уровень потока 2.5·10-5. В итоге получается следующая шкала оценок: А(1-9) = (1-9)·10-8 Вт/м2 В(1-9) = (1-9)·10-7 С(1-9) = (1-9)·10-6 М(1-9) = (1-9)·10-5 Х(1-n) = (1-n)·10-4 Этот фон изменяется от величин А1 в минимуме солнечной активности до С5 в максимуме. Эта же система применяется для обозначения рентгеновского балла солнечной вспышки. Максимальный балл Х20 = 20·10-4 Вт/м2 зарегистрирован во вспышке 16 августа 1989 года. В последнее время стало использоваться в виде индекса, характеризующего степень вспышечной активности Солнца, количество солнечных вспышек за месяц. Этот индекс может быть использован с 1964 года, когда была введена применяющаяся сейчас система определения балльности солнечной вспышки в оптическом диапазоне. А также мы пронаблюдали за солнцем при помощи школьного телескопа. И обнаружили солнечные пятна (приложение 2). 16 Результаты исследований. Что дает землянам наука о Солнце Горная астрономическая станция превратилась в источник новой информации о Солнце. Теоретические исследования на основе ее наблюдений позволили установить и понять ряд важных закономерностей в явлениях на Солнце и их влиянии на Землю. Еще в 1971 году вышел сборник «Влияние солнечной активности на атмосферу Земли», объединивший работы 42 ученых разных специальностей, в том числе медиков, об исследовании воздействий солнечной активности на биосферу Земли. В.И. Макаровым был сделан вывод о глобальном характере солнечной активности, проявляющейся в виде нескольких неодновременных, разнонаправленных волн магнитного поля. Эпоха смены знака полярного магнитного поля является началом нового глобального цикла. В это время на широтах выше 50° появляются биполярные магнитные структуры в форме полярных факелов и эфемерных активных областей. Эта первая волна глобального цикла представляет собой особый вид активности, отличающийся от пятен. Она мигрирует к полюсу в течение 8–11 лет с максимумом активности на широте 60° (Макаров, Макарова, 1996). Спустя 5–7 лет на широте 30–40° возникают пятна и активные области как проявление второй волны магнитного поля Солнца, мигрирующей к экватору в течение 11 лет, с максимумом активности на широте 15–20°. Таким образом, глобальный цикл активности представляет собой суперпозицию двух волн. Полный магнитный цикл активности Солнца как результат суперпозиции двух волн составляет 27 лет. Длительные ряды наблюдений позволили провести анализ долговременных вариаций вращения солнечной атмосферы. На основе анализа вращения крупномасштабных магнитных полей в период с 1887 года и спектральной короны в период 1939–2005 (Васильева и др., 2002; Тлатов, 2006, 2007) определены долговременные вариации вращения солнечной атмосферы, связанные с 11-летним циклом активности. Оказалось, что скорость дрейфа зон крутильных колебаний к экватору изменяется с периодом около 60 лет. Наибольшая скорость дрейфа наблюдалась в эпоху 1940–1950 годов. (Макаров и Тлатов, 1997). Изучение свойств глобального магнитного поля Солнца дало возможность предложить целый набор индексов состояния солнечной атмосферы, имеющих циклический характер с максимумами в эпоху минимума активности Солнца. Эти индексы характеризуют состояние крупномасштабного магнитного поля и полярной активности Солнца в эпоху минимума активности. Амплитуда этих индексов в минимуме активности имеет высокую корреляцию с индексами солнечных пятен в максимуме последующего цикла. С помощью этих показателей можно предсказать активность Солнца. Исследуя влияние солнечной активности на климат, ученые, в частности, установили тенденцию долговременного роста площади униполярных магнитных полей в высокоширотных областях Солнца за последние сто лет и ее связь с длительными изменениями солнечной активности, геомагнитного поля и глобальным потеплением. Свойства циклов активности, существенно отличающиеся от прежних представлений, должны учитываться при построении новых теоретических моделей этих явлений. Сегодня Солнце спокойно. Но через год-два ситуация начнет меняться. Появятся большие пятна, начнутся вспышечные процессы – Земля вступит в очередной цикл солнечной активности. Важно знать, каким он будет. С большой долей точности можно прогнозировать предстоящий уровень солнечной активности. Такой прогноз, кстати, полностью оправдался в прошлый, 23-й, цикл, максимум которого пришелся на 1999–2000 годы. В СМИ тех лет появилось немало пессимистических предсказаний, в большинстве своем далеких от науки. Но и ученые-солнечники с опаской ждали цикл, ибо считали, и небезосновательно, что он должен быть очень большой мощности. А его отголоски возможны и на нашей планете. В свое время основатель станции Мстислав Гневышев открыл важнейшую закономерность солнечной активности. Циклы объединяются парами – четный и нечетный (сейчас период между циклами – около 10,9 года). Нечетный цикл всегда мощнее четного. Всю двухсотлетнюю историю наблюдений пятен эта закономерность работала. 22-й цикл был четным и достаточно мощным. Следовательно, 23-й должен был быть еще мощнее. Но впервые закономерность дала сбой. Это породило волну пессимистических прогнозов, основанных уже на исторических параллелях. Так, Г.Шперер в Германии и Е.Маундер в Англии обратили внимание на такой факт: в течение 70 лет, с середины XVII века вплоть до 1716 года, пятен на солнечном диске, повидимому, было очень мало. Это сопровождалось существенным похолоданием климата, особенно в Европе. По мнению руководителя станции А.Г. Тлатова, подобное развитие событий возможно и в будущем. Чем меньше солнечных пятен, тем климат на Земле холоднее, и наоборот. Прошлое столетие – век циклов высокой активности Солнца, что хорошо согласуется с периодом глобального потепления. Сейчас активность светила снижается. Если самый мощный цикл прошлого века был порядка 200 единиц чисел Вольфа, то, по прогнозам ученых станции, предстоящий – 2012 года – будет в два раза меньше. До недавнего времени многие ученые, прежде всего климатологи, считали причиной потепления антропогенные факторы. Ныне все чаще звучат голоса исследователей, связывающих этот процесс с поведением Солнца. Наблюдения сотрудников станции достаточно убедительно доказывают эту зависимость. Задачей ближайшего будущего является уточнение феноменологической картины солнечной активности, которая должна лечь в основу ее физической интерпретации и более совершенных методов прогноза. Мониторинг солнечной активности является необходимым условием этих исследований. Экологическое влияние горной астрономической станции на окружающую среду Об этом мы спросили у работников Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН… «А оказывает ли ГАО РАН влияние на окружающую среду?» –« Нет, конечно. Она абсолютно не оказывает никакого влияние, её задача лишь наблюдение. Не более того». Светлана Николаевна добавила-« Вот мы недавно 18 побывали в Зеленчуке на Ротане, там Зеленчук вес в панике, мы бедные, мы несчастные, у нас скот гибнет, вредит всему». Научный работник ответил-«Это всё только сказки, тот самый Ротан , абсолютно не оказывает никакого влияния, они только наблюдают. Например ,чтобы подать хоть кокой -то сигнал в Космос, через Ротан 600, нужно как минимум Саяно-Шушенская ГЭС. По - этому, он никакого влияния оказывать не может, он только снимает. Выводы и предложения После проведения экскурсии, работник станции нам открыл свою маленькую тайну, что он, оказывается, учился на Экономическом факультете. А на вопрос «Почему же тогда занялись этим?», он ответил просто и ясно - « Это интересно!» Литература 1. «Детская энциклопедия» под редакцией Б.А. Воронцова-Вельяминова, 2. А.И. Маркушевича, В. Арсенин, Н. Бондарев, Э. Сергиевский. 3. Энциклопедия окружающего мира «Астрономия» автор Стюарт Арткинсон. 4. «Сверхновый атлас Вселенной. Космос» автор Ж. Ранцини. 5. Учебник «Физика 11 класс» автор Мякишев Г. Я. Буховцев Б. Б. 19 Приложения Фото Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН Место наблюдения Фото станции , где происходят ремонтные работы оборудования Фотосферно-хромосферный телескоп Коронограф Вид обсерватории Оборудование Фотография на станции с работником обсерватории Светлана Николаевна и экскурсовод Гневышев Мстислав Николаевич В 1938 окончил Ленинградский университет. В 1930— 1936 работал в Главной геофизической обсерватории Гидрометслужбы СССР, с 1936 — в Пулковской обсерватории. Во время Великой Отечественной войны служил в Советской Армии (метеоролог при полку тяжелой артиллерии на границе с Финляндией, затем начальник гидрометеорологической службы штаба 42-й армии Ленинградского фронта), затем работал в Арктическом институте Севморпути (занимался обеспечением связи на трассе Северного морского пути, по которому осуществлялась доставка грузов с востока через Берингов пролив). После войны вернулся в Пулковскую обсерваторию, работал в ней учёным сектретарём. Руководител созданием (1948), а затем был директором Кисловодской горной астрономической станции Пулковской обсерватории, создал на её базе советскую Службу Солнца. Был участником экспедиций по наблюдению солнечных затмений на территории СССР (1936, 1968), в Бразилию (1947), на острова Кука (1965). В 1967—1970 годах был президентом Комиссии № 12 «Излучение и строение солнечной атмосферы» Международного астрономического союза. Приложение 1. Лабораторная работа № 1. Тема: Наблюдение сплошного и линейчатого спектров Цель работы: с помощью необходимого оборудования наблюдать (экспериментально) сплошной спектр, неоновый, гелиевый или водородный. Оборудование: проекционный аппарат, спектральные трубки с водородом, неоном или гелием, высоковольтный индуктор, источник питания, штатив, соединительные провода, стеклянная пластина со скошенными гранями Ход работы: Название газа H (водород) He (гелий) Белый свет Вывод: Основным составом Солнца являются водород и гелий (сравнили с показаниями, предоставленными научными сотрудниками ГАО РАН) Приложение 2. Практическая работа № 2 Солнечные пятна Безопасное наблюдение Солнца Для изучения Солнца астрономы используют специальные методы. Но существует один безопасный способ, которым можешь воспользоваться и ты. Просто направь на Солнце бинокль, но не смотри в него, а подставь снизу кусок белого картона. НИКОГДА НЕ СМОТРИ ПРЯМО НА СОЛНЦЕ – НИ ЧЕРЕЗ БИНОКЛЬ, НИ ПРОСТО ГЛАЗАМИ. ИНАЧЕ МОЖЕШЬ ОСЛЕПНУТЬ! Немного подвигай бинокль, пока на картоне не появится яркий круг. Теперь покрути настроечный винт, чтобы изображение Солнца стало резким. Вывод: Увеличение количества солнечных пятен говорит об увеличении солнечной активности.