Проблемы изучения солнечных затмений и результаты работ советских экспедиций
По своим спектрограммам Г. А. Шайн изучил интенсивность ярких корональных линий, в зависимости от рас стояния от края Солнца. В первую очередь это касалось наиболее интенсивных зелёной линии с длиной волны 5303 А и красной линии с длиной волны 6374 А. Данные Г. А. Шайна позволили найти, как распределяются в короне высокоиояизованные атомы, вызывающие по явление этих корональных линий, непрерывн
ый спектр короны может дать сведения о природе частиц, рассеивающих солнечный свет. Г. А. Шайн измерил на своих пластинках положение и интенсивность многих фраунгоферовых линий в непрерывном спектре внешней короны.
Богатый спектральный материал дали наблюдения полного солнечного затмения 25 февраля 1952 г. На спектрограммах, полученных Н. Н. Парийским во время этого затмения со светосильным спектрографом оригинальной конструкции, ясно обнаруживается различие спектра короны над спокойными и возбуждёнными областями солнечной поверхности.
В вопросе о физическом состоянии вещества солнечной короны и природе её свечения ещё много невыясненного. Каковы, например, условия ионизации вещества и какова степень ионизации в различных областях короны и на различной высоте? Ширина и контуры спектральных линий указывают на условия свечения. Здесь особенно важно проводить исследования для определённых областей короны, так как над возмущёнными и над невозмущёнными областями солнечной поверхности условия свечения коронального вещества разные. Важный вопрос о поляризации света солнечной короны изучался во время затмений 1936, 1941 и 1952 гг. Экспедициями Абастуманской обсерватории. Эти наблюдения показывают, что наибольшая степень поляризации света короны соответствует мощным корональным потокам над протуберанцами (так называемым шлемам 1-го типа). В других областях степень поляризации света по- рядка 50% и меньше и не зависит от длины волны, что соответствует рассеянию света свободными электронами.
Усиление непрерывного спектра в отдельных областях иданные поляриметрических наблюдений свидетельствуют о большом числе свободных электронов во внутренней короне.
Что касается пылеобразного вещества, производящего фраунгоферовы линии в спектре короны, то оно, по последним данным, не принадлежит самому Солнцу, а заполняет всё межпланетное пространство. Однако этот вопрос требует дальнейшего уточнения.
Интересно получить суммарный спектр кольцевых зон, соответствующих внутренней, средней и внешней короне. Подчёркиваем, что в настоящее время важно исследовать природу вещества отдельных участков солнечной короны.
Очень интересен вопрос о переходе хромосферного вещества, в частности облаков-протуберанцев, в корональное вещество; иногда выброшенный протуберанец распадается — диссипируясь, переходя в корональное вещество, а иногда выброшенная масса, не падая обратно и не диссипируясь, просто перестаёт светиться и становится едва заметной или вовсе исчезает. Каковы причины этого явления?
Наконец, в короне были обнаружены тёмные лучи, которые не светятся в тех длинах волн, к которым чувствительна фотографическая пластинка. Эти лучи тёмными полосами пересекают находящиеся за ними коро-нальиые образования.
Для решения поставленных задач применяется разнообразная аппаратура: призменные камеры, щелевые и бесщелевые светосильные спектрографы.
Призменная камера, т. е. камера, перед объективом которой ставится призма, позволяет получить спектр хромосферы и самой внутренней короны. На спектрограммах получаются изображения хромосферы и внутренней короны в линиях излучения в виде серпов и колец (в зависимости от фазы затмения) и фон непрерывного спектра.
Такие спектрограммы важно получить для полярных областей хромосферы и короны. Для этого надо наблюдения производить не из центра, а с края полосы полной фазы затмения, ориентирован призму соответствующим образом. Минимум солнечной активности благоприятствует получению спектрограмм полярных областей короны.
Для изучения условий свечения вещества особенно важно получать спектрограммы с щелевыми спектрографами. При этом надо точно знать, как установлена щель спектрографа, к какой области хромосферы и короны относятся спектрограммы.
Для получения спектра короны применяются ещё небулярные бесщелевые спектрографы. Эти спектрографы дают несколько осреднённый спектр короны, т. е. спектр от значительной площадки короны, но являются светосильными и позволяют изучить слабые спектральные линии.
2. Определение плотности солнечной короны основывается главным образом на фотометрических наблюдениях.
Определение общей (интегральной) яркости короны позволяет судить о массе и средней плотности короны. Более детальная фотометрия, построение изофот (линий, соответствующих равным яркостям) позволяют судить о распределении вещества в короне, об изменении плотности в зависимости от области короны, об изменении плотности с высотой над солнечной поверхностью. Конечно, для вывода плотности вещества надо привлечь и другие данные о свечении короны.
В настоящее время особенно важно проводить абсолютную фотометрию, выражая освещённость от короны или хромосферы в абсолютных единицах (в эргах в секунду на единицу площади).
В 1941 г. В. Б. Никонов с радиометром, Н. И. Чудовичев с фотоэлектрическим фотометром и другие определяли общую яркость короны. Они получили сходные результаты, оценив общую яркость короны равной половине яркости полной Луны.
Но, невидимому, общая яркость короны не всегда одинакова — она меняется от затмения к затмению так же, как меняется и общий вид короны. Уточнение подмеченной здесь определённой закономерности и объяснение её является одной из очередных задач.
Интересные выводы получил известный пулковский астроном Г. А. Тихов в результате фотометрической обработки пластинок, снятых его «четверным» коронографом (рис. 28). Прибор представляет собой соединённые вместе четыре полутораметровые камеры. Употребляя соответствующие цветные фильтры и подходящие сорта фотографических пластинок, Г. А. Тихов смог получить фотографии короны в четырёх разных участках спектра — от фиолетового до красного, т. е. в четырёх цветах. С этим оригинальным инструментом Г. А. Тихов ездил в Швецию наблюдать затмение 29 июня 1927 г., наблюдал затмения 19 июня 1936 г. и 21 сентября 1941 г. Изучение корональных негативов позволило получить распределение цвета в короне. Оказалось, что внутренняя корона краснее Солнца, и температура её, следовательно, несколько ниже температуры поверхности Солнца. Это опровергает мнение о тождественности цвета короны и Солнца, укоренившееся после исследования немецкого астронома Гротриана.
Наблюдения Г. А. Тихона показали, что корона «краснеет» по мере удаления от Солнца. Этот результат качественно был подтверждён М. Д. Лавровой, которая во время затмения 19 июня 1936 г, получила спектрограммы короны.
3. Пожалуй, наибольшее внимание при наблюдении затмения уделяется теперь детальному изучению спектров солнечной хромосферы и обращающего слоя, которое весьма удобно проводить во время затмений. Такой интерес к изучению поверхностных оболочек Солнца понятен: раскрывая строение и выясняя физические условия в атмосфере Солнца, мы приближаемся к пониманию природы свечения и активности Солнца.
Скачать реферат