На этой странице:

Общее магнитное поле (ОМП) Солнца
Изображения Солнца в линии HeI 1083нм
Изображения Солнца в линии H-alpha
Солнечные пятна:
Магнитные поля солнечных пятен
Синоптические карты
Ежедневные относительные числа солнечных пятен

Измерения ОМП Солнца были получены на двухканальном солнечном   магнитографе телескопа БСТ Крымской астрофизической обсерватории.

Архив данных ОМП Солнца

Изображения Солнца в линии HeI 1083нм получаются нами при помощи телескопа БСТ-2 Крымской Астрофизической обсерватории. Они строятся путем сканирования оптического изображения Солнца на щели спектрографа. Фотометр регистрирует интенсивность в центре линии HeI 1083nm. Телескоп и регистрирующее устройство обслуживаются компьютером PC/AT 386. Время наблюдения и пространственное разрешение ix, iy приведены в списке наблюдений. Все представленные изображения нормализованы к 9.8 x 9.8 секунд дуги на один пиксель.
Архив изображений Солнца в линии HeI 1083нм

Последнее наблюдение

Телескоп Коронограф – 1 (КГ-1)  был создан Государственным Оптико-механическим заводом по схеме Лио и принят в эксплуатацию в 1951 году. Он установлен на экваториальной монтировке, является рефрактором с  диаметром  объектива 21 см. Объектив изготовлен из стекла К8. Это плосковыпуклая  линза толщиной 10 мм с фокусным расстоянием 350 см в свете Ha 6562,8 A.  Телескоп используется для хромосферных монохроматических наблюдений протуберанцев, волокон, активных областей и вспышек в линии Halphaa. В фокальной плоскости объектива расположена  диафрагма, вырезающая часть изображения Солнца. За диафрагмой следует еще один объектив, после которого пучок становится параллельным, после чего свет попадает на диагональное зеркало и интерференционно-поляризационный  фильтр (ИПФ) После ИПФ свет поступает на второе диагональное зеркало, потом на линзу поля,  и, в зависимости от поворота   третьего диагонального зеркала, либо на окуляр, либо на цифровую камеру. Фокусное расстояние этой схемы 7 метров. В фокальной плоскости строится изображение Солнца диаметром 12 см. оптическое разрешение телескопа 1,5”.

Навесное  оборудование

1.       Интерференционно-поляризационный  фильтр Halle. ИПФ имеет полосу пропускания 0,5 - 1 A,  допускает сдвиг в крылья до 1 A. Температура ИПФ регулируется термостатом, рабочая температура 40,7 градусов С.

2.       Цифровая  камера canon EOS 1000D, зеркальная камера  со съемным объективом, 10.50 миллионов  пиксел, матрица: 22.2 х 14.8 мм.

Наблюдения

С помощью цифровой камеры получается изображение части солнечного диска размером 3888 х 2592 пиксел или 355,5 х 266.6 угловых секунд. Изображение ориентировано вдоль суточной параллели. Проводятся наблюдения в центре и в крыльях Ha активных областей и волокон на диске Солнца, а также протуберанцев на лимбе.

Архив изображений Солнца в линии H-alpha

Последнее наблюдение

Визуальные измерения максимальной напряженности магнитных полей солнечных пятен проводятся в Крымской Астрофизической обсерватории с 1955 года. Первые два года для этих целей использовалась линия железа FeI 6173 A. Начиная с 1957 года наблюдения проводятся в линии FeI 6302 A. Измеряется максимальное расстояние между сигма-компонентами в профиле этой линии, расщепленной в магнитном поле солнечного пятна. Затем измеренное расстояние переводится в напряженность магнитного поля.

Данные наблюдений каждого дня представляются в виде карты (зарисовки) солнечного диска со всеми группами пятен и их временными номерами. Около каждого пятна обозначается знак магнитного поля ( N или S) и его величина в единицах 100Гс. Также, выше карты, указывается дата и всемирное время (UT), в которое проводились наблюдения, качество наблюдаемого изображения по пятибальной шкале (Seeing) и величина дрожания изображения в секундах дуги (Scintillation). Линия EW соответствует направлению экватора.
Архив наблюдений магнитных полей солнечных пятен

Последние измерения

Синоптические карты   строятся на основании данных наблюдений на Башенном солнечном телескопе БСТ-2  КрАО. Они включают для каждого оборота Солнца площади групп пятен и распределение интенсивности линии НеI1083 нм по поверхности Солнца. Площади групп пятен определяются по зарисовкам в белом свете диска Солнца диаметром 110 мм. Интенсивность линии НеI определяется при сканировании диска Солнца  с помощью Универсального спектрофотометра. На карты, построенные с учетом потемнения диска Солнца к краю диска и нормированные к единице, наносятся  изофоты 0.9, характерные для яркости в активных областях и волокнах, и 1.02, характерные для корональных дыр.

Область, очерченная изофотой 0.9, закрашивается в желтый цвет, а очерченная изофотой 1,02  -  в коричневый.

На синоптических картах указано положение групп солнечных пятен для каждого дня наблюдений. Площадь группы представлена прямоугольником, длины сторон которого равны протяженности группы по долготе и широте. Отдельные пятна представлены точками.

Последние наблюдения