Лисенко Олександр

Науковий керівник - О. В. Волчанський

Кіровоградський державний педагогічний університет імені Володимира Винниченка

 

Анотація. В роботі представлена експериментальна установка по дослідженню динаміки сонячних плям що складається з невеликого телескопа, веб-камери, комп’ютера, контролюючого блоку на основі фотоелементів і оригінального програмного продукту. Відносна простота конструкції і невисока собівартість роблять її привабливою для проведення досліджень під час роботи шкільного астрономічного гуртка або виконання лабораторного практикуму з астрономії студентами фізичних спеціальностей педагогічних ВНЗ.

Ключові слова: сонячні плями, комп’ютер, автоматизовані спостереження.

 

Актуальність. Астрономія має велике значення в житті сучасного суспільства, розвитку наукового світогляду. У кожному космічному явищі і процесі ми спостерігаємо прояви основних, фундаментальних законів природи, деякі з яких неможливо змоделювати у земних лабораторіях. Астрономічні дослідження суттєво сприяють розвитку фізики, хімії, інших природничих наук, техніки і енергетики. Тому шкільний курс астрономії вивчається у випускному класі, завершуючи формування у школярів сучасної наукової картини світу. На основі вивчення розвитку уявлень про будову Всесвіту курс астрономії демонструє тривалий і складний шлях пізнання людством навколишнього світу і свого місця в ньому.

Згідно з програмами для загальноосвітніх навчальних закладів, шкільний курс астрономії покликаний виконати такі завдання [1]:

— оволодіння учнями основами знань про методи і результати досліджень фізичної природи небесних тіл і їх систем, будови і еволюції Всесвіту;

— набуття системних знань про походження природних об’єктів Всесвіту, їх фізичних властивостей, законів руху та еволюції, уявлень про походження, будову та еволюцію Всесвіту в цілому;

— знання і розуміння ролі астрономії в пізнанні фундаментальних знань про природу, використання яких є базою науково-технічного прогресу. 

Постановка проблеми. Астрономія істотно відрізняється від інших галузей природознавства. В основі інших природничих наук лежить експеримент. Фізик чи хімік можуть штучно створювати ті чи інші умови і досліджувати, як зміна цих умов впливає на перебіг певного процесу. Основа астрономії - спостереження. Вивчаючи потоки електромагнітних хвиль від небесних світил, астрономи не тільки змогли визначити відстані до них, дослідити фізичні умови в їхніх надрах, встановити хімічний склад їхніх атмосфер, з'ясувати внутрішню будову, але й накреслити шляхи їхньої еволюції впродовж мільярдів років.

Багато століть увагу астрономів притягувало спостереження проявів сонячної активності — сонячних плям, факелів, флокул, протуберанців, спалахів тощо. Найбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям. З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст. Згідно з сучасними поглядами темні плями є виходом на поверхню Сонця достатньо довго живучих «магнітних трубок» і саме вони визначають інтенсивність інших проявів сонячної активності [2].

Аналіз останніх досліджень і публікацій. Із сонячною активністю пов'язані також варіації геомагнітної активності (зокрема, магнітні бурі), які є наслідком збурень міжпланетного середовища, що досягають Землі, зумовлених, у свою чергу, активними явищами на Сонці. Одним з найбільш поширених показників рівня сонячної активності є число Вольфа, пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця [2].

Виклад основного матеріалу дослідження. Вивчення сонячної активності – достатньо непростий процес, який вимагає багато часу і передбачає використання складного обладнання. В нашій роботі ми пропонуємо створити на основі невеликого телескопа, веб-камери, комп’ютера, контролюючого блоку що працює на основі фотоелементів (рисунок  1) і оригінального програмного продукту установки по дослідженню динаміки сонячних плям.

Рис. 1. Схема будови контролюючого блоку.

Блок –схема установки наведена на рис. 2  Вона складається з технічної та електронної частини. Фотоелемент відслідковує положення сонця на небосхилі та передає сигнал на блок управління, що у свою чергу керує сервоприводом на якому змонтований телескоп до окуляра якого кріпиться об’єктив фотопристрою, що передає сигнал на інвертор (програмний продукт) та монітор екрану комп’ютера, обробка результатів як і весь процес-автоматичний.

Рис. 2. Блок-схема установки.

Головне вікно продукту складається з панелі задач, що знаходиться в правому верхньому куті вікна програми, мультимедійної панелі, на якій в режимі реального часу виводиться відеопотік з об’єктива телескопа, інша частина мультимедійної панелі − градуйована масштабна сітка яка використовується для визначення розмірів груп та розмірів окремих чорних плям та дослідження інтенсивності їх росту та зменшення. За допомогою даної програми можна не лише робити скрін поточного кадру а записувати окремі фрагменти отримуваного відеопотоку. Також створена робоча панель для налаштування параметрів відео та фото, вибору потрібної камери. Основною відмінністю даного продукту можна відзначити також можливість працювати на будь-якому комп’ютері без додаткових драйверів.

Остання проте найважливіша частина − це робоча панель для вводу отриманих даних та автоматичній їх обробці результатом якої буде отримання числа Вольфа. Для обрахунку останнього необхідно ввести число чорних плям, число груп чорних плям, нормувальний коефіцієнт. Програмою також передбачено захист від системний помилок, введення недопустимих значень , наприклад, від’ємних; порожніх полів та деяких інших.

Таким чином по-перше програма визначає середню інтенсивність пікселів на екрані запам’ятовує цю цифру, після чого відбувається калібрування, та порівняння інтенсивності кожного пікселя із усередненим значенням та в разі якщо різниця між їх значеннями більше середньоквадратичного відхилення відносить його до групи що належить чорним плямам, інші - загального фону (Сонця). Крім цього відбувається набір статистики, статистика сонячних плям зводиться до підрахунку числа груп плям g і числа всіх плям f, включаючи в групи й одиночні плями. За результатами підрахунку обчислюється число Вольфа: W = 10g + f. Якщо середнє число Вольфа перевищує 200 одиниць, а середня кількість сонячних груп буде більше десяти, то такі параметри відповідають епосу максимуму плямотвірної діяльності Сонця і максимальній сонячної активності .

Таблиця 1.

Візуальні середньомісячні індекси сонячної активності.

Місяць	01	02	03	04	05	06	07	08	09	10	11	12	Середнє
Число Вольфа W	55	86	57	78	110	119	148	119	87	145	177	95	106

Як приклад в таблиці 1 представлені результати дослідження готових зображень з супутникових знімків, опрацьованих програмою, точність результатів до 10% співпадає з результатами доданими до фотографій.

Таким чином, можна зробити висновок, що описана автоматизована система дослідження сонячної активності є достатньо ефективною для відшукання характеристичних величин та обрахунку числа Вольфа. Відносна простота конструкції і невисока собівартість роблять її привабливою для проведення досліджень під час роботи шкільного астрономічного гуртка або виконання лабораторного практикуму з астрономії студентами фізичних спеціальностей педагогічних ВНЗ.

Список літератури

1.Програми для загальноосвітніх навчальних закладів. Астрономія 11 клас Рівень стандарту. Академічний рівень. Профільний рівень. (затверджені Міністерством освіти і науки України, наказ №1021 від 28.10.2010). [Електронний ресурс]– Режим доступу : www.mon.gov.ua/images/education/average/prog12/ast_ak.doc.

2.Климишин I.А. Астрономiя / I.А  Климишин – Львiв: Свiт, 1993. – 384 с.