Мир Знаний

Цільові спостереження сонячних затемнень (ХVIII-XXI століття) (стр. 2 из 2)

Нові спостереження ефекту Ейнштейна, що здійснюються під час затемнення 19 червня 1936 А.А. Михайловим, дали ще більшу величину - 2 ", 7. Ці розбіжності даних спостережень і теорії вимагають додаткових досліджень.

Але головна увага астрономів при спостереженнях затемнень продовжував привертати питання про фізичну природу зовнішніх оболонок Сонця.

У 1913 р. в спектрі хромосфери були виявлені лінії іонізованого гелію.На присутність значної кількості іонізованих атомів різних хімічних елементів вказували й інші спостереження. Треба було знайти теоретичне пояснення цих результатів.

У 1920 р.індуський фізик Саха розробив теорію іонізації, справедливу однак лише в припущенні, що речовина Сонця знаходиться в так званому термодинамічній рівновазі (як газ в замкнутому посудині). Однак для сонячної атмосфери ця умова не дотримується, і застосовувати теорію Саха тут не можна.Цілий ряд спостережних і теоретичних робіт наступних років був направлений до з'ясування фізичних умов, які панують у звертаємо шарі, хромосфері і короні.

Температура звертає шару була отримана багатьма астрономами за визначеннями інтенсивності і ширини фраунгоферових ліній і виявилася рівною 4300 °, тобто значно нижче температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р.були знайдені більш високі значення температури - до 12000 °, що говорило про великій швидкості теплового руху її частинок. Однак ще більші значення швидкостей частинок були знайдені для сонячної корони.

Як відомо, спектр внутрішньої корони - безперервний, без фраунгоферових ліній, але з виступаючими на його тлі яскравими лініями. Такий характер спектру добре пояснюється розсіюванням сонячного світла вільними електронами, що знаходяться в постійному русі з величезними швидкостями (близько 400 км / сек).Такі швидкості руху частинок відповідають досить високим кінетичним температур (сотні тисяч градусів). З цього не випливає, однак, що корона "гаряче" Сонця, як деякі уявляють собі, так як в розрідженому електронному газі звичайне поняття температури втрачає сенс.Високі швидкості частинок приводять, за принципом Допплера, до зміщення випромінюваних довжин хвиль до червоного і фіолетового кінця спектра, завдяки чому фраунгоферові лінії "замиваються". Однак у спектрі зовнішньої корони ці лінії з'являються, посилюючись з віддаленням від краю Сонця.Це показує, що природа зовнішньої корони інша, і її світіння викликається розсіюванням світла великими частками.

У 1934 р. Гротріан зробив спробу розділити корональні свічення на дві складові: електронну та пилову, використовуючи спектрофотометричні та поляризаційні спостереження.Подання про наявність цих двох видів частинок в короні трималося в науці до 1947 р.

У 1930 р. Ліо знайшов, нарешті, спосіб спостерігати і фотографувати корону поза затемненням, усунувши розсіювання світла в приладі і розташувавши його на висоті 2800 м, на горі Пік дю Міді в Піренеях.Спектр корони їм було простежено до 4 'від краю Сонця, ступінь поляризації - до 6'. Точні виміри довжин хвиль і ширини яскравих ліній виявили факт обертання корони зі швидкістю близько 2 км / сек у поверхні Сонця.

Прекрасно організовані спостереження затемнення 19 червня 1936шістьма радянськими експедиціями зі стандартними коронографа (стор. 117-118) дозволили прослідкувати зміни в короні і хромосфері за 2 години, поки місячна тінь перетинала весь Радянський Союз.Були остаточно встановлені наявність обертання корони і швидка змінюваність волокон хромосфери, а також детально досліджені структура корони і зв'язок корональних утворень з протуберанцями, плямами і т. д. (Є. Я. Бугославского, С. Всехсвятський, А. Н. Дейч) .

У 1941 р.була, нарешті, розгадана природа яскравих корональних ліній. Як показав Едлен, вони викликаються світінням багаторазово іонізованих атомів заліза, нікелю, аргону і кальцію.Таке свічення має місце при так званих "заборонених" переходах атомів з одного стану в інший - переходах, можливих лише за особливих умов. Але саме ці умови і мають місце в короні. А.А. Калиняк за спостереженнями 1941виміряв ширину яскравих ліній корони, знову отримавши великі значення швидкостей і кінетичних температур. Під час затемнення 21 вересня 1941 Д. Я. Мартинов отримав спектр хромосфери і за інтенсивністю ліній спектра знайшов кількість атомів водню і гелію у підстави протуберанців.Визначення інтенсивності багатьох хромосферних ліній було вироблено також В.П. Вязаніциним, який отримав картину зниження щільності з висотою для водню, гелію, іонізованого кальцію, магнію та стронцію.

Теоретичне вивчення фізичних умов у короні і хромосфері було успішно проведено московським астрономом І. С. Шкловським. Він показав насамперед повну непридатність формули іонізації Саха до хромосфері та короні і складність самого механізму іонізації.Так, іонізація елементів у короні викликається ударами електронів. Іонізація ж атомів гелію (в хромосфері) викликається, як показав І. С. Шкловський, випусканням короною ультрафіолетового випромінювання дуже короткої довжини хвилі (менше 900 А). І.С.Шкловський досліджував також вплив цього випромінювання на стан верхніх шарів земної атмосфери.

Вивчаючи отримані зі спостережень дані про випромінювання Сонцем радіохвиль (від сантиметрових до десятиметрових), І. С. Шкловський та В. Л. Гінзбург показали в 1946 р., Що радіохвилі випускаються не поверхні, а зовнішніми шарами Сонця, причому сантиметрові хвилі випромінюються головним чином хромосферою, а десятиметрові - сонячної короною.Спостережувані часом різкі посилення радіовипромінювання Сонця Шкловський пояснює збудженням власних коливань електронів потоками заряджених частинок (корпускул), що викидаються при виверженнях на поверхні Сонця.

У 1947 р.з'явилася робота ван де Полотна, в якій він справив детальне дослідження природи пилової складової корони і показав, що вона не має безпосереднього зв'язку з самим Сонцем, а викликається диффракции світла Сонця на пилових частинках, що заповнюють міжпланетний простір.Таким чином, ван де Полотно підтвердив думку акад. В.Г. Фесенкова про зв'язок корони з метеорної матерією міжпланетного простору, що викликає явище так званого зодіакального світла.

Ряд астрономів вивчав за останній час розподіл щільності електронів в короні.Найбільш повне й ретельне дослідження цього питання вироблено київськими астрономами А.Ф. Богородський і Н.А. Хінкулової в 1950 р.

Роботи радянських вчених 40-50-х років ХХ століття займають провідне місце в теоретичних та наглядових дослідженнях зовнішніх оболонок Сонця і відбуваються там процесів. Радянські вчені виробляють критичний перегляд колишніх робіт і висувають нові проблеми для майбутніх досліджень.Ці проблеми були покладені в основу робіт під час затемнення 30 червня 1954 р, яке спостерігається в Україні.

Ці ж і схожі методи лягли в основу сучасних цільових (тобто, переслідують певну мету) спостережень сонячних затемнень, зокрема спостережень чоток Бейлі (Baley's bead phenomena), проведеними групою американських астрономів на чолі з Дейвідом Данхемом (David W.Dunham) в 1980-2000 роках. Спостереження чоток Бейлі дозволили дуже непогано вивчити рельєф крайових зон Місяця, що важливо для майбутніх досліджень природного супутника Землі за допомогою космічних апаратів.

Сучасні спостереження відрізняються від спостережень 300-річної давності лише технологіями і високою точністю.Наприклад, з 2001 року професійні спостерігачі відмовилися від візуальних спостережень як таких зважаючи на їх зниженою точності, на користь спостережень з ПЗЗ-матрицями і камкодерах різних модифікацій.

Крім усього, на початку ХХI століття широко багатьма космічними країнами практикуються спостереження сонячних затемнень з реактивних літаків і високих геостаціонарних орбіт.Особливу увагу приділяється спостереженнями сонячної корони під час повних затемнень без врахування впливу земної атмосфери, що дуже важливо для вивчення як самої структури корони, так і для багатьох інших цілей.


Література

А.А. Михайлов. Сонячні затемнення та їх спостереження. М., 1954.