Завдання астрономів під час спостереження сонячних затемнень

МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ І НАУКИ УКРАЇНИ

НАЦІОНАЛЬНИЙ УНІВЕРСИТЕТ ім. Т.Г. Шевченка

Фізичний факультет, кафедра астрономії

КУРСОВИЙ ПРОЕКТ

ТЕМА:

Завдання астрономів під час спостережень сонячних затемнень

(Від 20-х років ХХ століття до наших днів)

Підготував: студент V курсу

Група 105 АМ Тарасов Максим

Київ 2010

План

1. Вступ

2. Ранній період постановки завдань (ХХ століття)

Література

1. Вступ

Спостереження затемнень Сонця має виняткове наукове значення.

Вельми численні ті наукові питання, для вирішення яких астрономи організовують експедиції в смугу повного сонячного затемнення, відправляючись часом в далекі подорожі. З плином часу постають все нові завдання, а старі уточнюються і ускладнюються. Неможливо в межах невеликої книжки навіть коротко розповісти про все те, що досліджується під час затемнення, і тому ми зупинимося тільки на деяких основних завданнях.

Щоб повністю використовувати те невелике число секунд, коли Сонце закрито диском Місяця, астрономи в широкій мірою застосовують фотографію. Спостереження оком (візуальні спостереження) є недостатніми, вони поступилися місцем фотографічним спостереженням. З різноманітними приладами астрономи намагаються отримати якомога більше хороших фотографій під час затемнення; дуже часто, працюючи у своїх інструментів, вони бували позбавлені можливості кинути хоча б один погляд на ту дивну за красою картину, яку представляє затьмарить Сонце, оточене ніжно світиться короною. Але астрономи бувають повністю задоволені, якщо їхні попередні плани здійснюються і спостереження проходять вдало. Кілька місяців, а іноді й роки після затемнення йде детальне вивчення знімків, які були отримані протягом 2-3 хвилин повної фази затемнення. Вивчення цих знімків та інших матеріалів проводиться у лабораторіях, і тут вже робляться нові відкриття і подальші кроки до з'ясування будови Сонця.

2. Ранній період постановки завдань (ХХ століття)

Проблеми вивчення сонячних затемнень можна розділити на чотири групи: I. Визначення поправок до таблиць руху Місяця і Сонця. II. Вивчення зовнішніх оболонок Сонця - корони і хромосфери. III. Вивчення будови земної атмосфери. IV. Вивчення ефекту Ейнштейна.

I. Однією з найстаріших задач спостереження сонячних затемнень є визначення точних положень Місяця, знаходження поправок до її обчисленому положенню. Рух Місяця астрономи вивчили дуже добре; вони обчислять її шлях на багато часу вперед, але Місяць все-таки не абсолютно точно слід по своїй теоретичній орбіті.

Рух Місяця дуже складно, тому що залежить не тільки від тяжіння Землі і Сонця, але схильне збурень у результаті тяжіння інших планет. Висловити його математичними формулами дуже важко. Для передобчислювання положення Місяця складені дуже точні таблиці, але і вони потребують перевірки за спостереженнями і в виправлення. Також, хоча і в меншій мірі, потребують перевірки і виправлення таблиці видимого руху Сонця, що обумовлено збуреннями руху Землі навколо Сонця.

Під час затемнень представляється сприятливий випадок підмітити відхилення в рухах Місяця і Землі і на підставі цього дати матеріал для виправлення теорії.

Якщо проводити фотографування приватних фаз затемнення, коли Сонце має вигляд серпа, і при цьому з максимальною точністю відзначати моменти фотографування, то, вимірюючи серпоподібні зображення Сонця, можна знайти поправки руху Місяця.

Для цих же цілей можуть служити спостереження моментів контактів, тобто моментів дотику краю диска Місяця з краєм сонячного диска. Останнім часом моменти контактів намагаються отримати, використовуючи кінематографічні і відеоспостереження.

Помилки в прогнозі контактів сонячних затемнень можуть досягати декількох (до 4-5) секунд. Завдання може бути дозволена і шляхом визначення межі смуги повної фази на земній поверхні.

II. Але найбільшу увагу тепер звертається на вивчення зовнішніх оболонок Сонця: хромосфери і корони. Незважаючи на успіхи, досягнуті в області позазатемнених досліджень корони, аж до цього часу у всіх деталях корона може спостерігатися тільки під час повного затемнення. Корональні промені і вся зовнішня частина корони з характерним тонким будовою на знімках поза затемненням не виходять. Тому під час затемнення виробляються знімки корони різноманітними інструментами. За отриманими фотографіями корони вивчаються деталі її будови, форма і рух її променів, вимірюється її яскравість у різних точках.

Розміри і пристрій фотографічних камер, призначених для зйомки корони, дуже різні. У далеку подорож для спостереження затемнення можна взяти який-небудь з великих інструментів обсерваторії: він був би дуже важкий для перевезення, а на складання і налагодження його пішло б надто багато часу. Та й крім того, великі телескопи виготовляються для певної обсерваторії і часто не годяться для установки в іншому місці (з-за різниці широт). Експедиційні прилади повинні бути легкими, швидко встановлюватися і, не будучи настільки стійкими, як постійні телескопи, повинні працювати безвідмовно лише протягом недовгого часу затемнення.

За рис. можна отримати уявлення про коронографа, використовуваних радянськими астрономами - камерах для фотографування корони. Для того щоб отримати велике зображення Сонця і корони, об'єктив коронографа робиться довгофокусним. У його фокусі, де виходить зображення, ставиться фотографічна пластинка, яка знімає корону під час затемнення.

Найбільші з сучасних коронограф досягають довжини до 18 і більше метрів. Поперечник зображення Сонця у фокусі такої камери дорівнює 16 см. Істотною частиною коронограф є целостат, тобто дзеркало, що обертається годинниковим механізмом, яке ставиться перед об'єктивом і спрямовує промені Сонця в довгу нерухому трубу коронографа, встановлену горизонтально.

Роботи з вивчення зовнішніх оболонок Сонця дуже різноманітні, але ми виділимо основні завдання дослідження:

1) вивчення природи часток і фізичного стану сонячної корони;

2) визначення щільності корональної речовини;

3) дослідження фізичного стану речовини в хромосфері і звертаємо шарі і природи їх свічення;

4) вивчення сил, що діють на Сонці.

1. Щоб вивчити, що представляють собою частинки речовини сонячної корони і в якому стані вони знаходяться, треба дослідити, світяться вони розсіяним світлом Сонця або завдяки власному випромінюванню, як залежить розсіювання світла від довжини хвилі, поляризований світло корони і як саме. Багато чого вже відомо, але завдання виконане не повністю, і потрібні подальші спостереження. Для цього проводять спектральні, фотометричні та поляриметричні спостереження.

Тепер відомо, що не в усіх областях корони склад речовини один і той же. Над обуреними, активними областями сонячної поверхні у внутрішній короні спостерігаються власне випромінювання корони (яскраві лінії в спектрі) і відбите - розсіяне світло Сонця (безперервний спектр); в спокійних областях власне випромінювання корони відсутня (так, у спектрі полярних променів корони яскравих ліній немає).

Надзвичайно важливим тому є дослідження спектру корони, що проводиться за допомогою светосильних спектрографів. Під час затемнення 19 червня 1936 радянський астрофізик акад. Г.А. Шайн за допомогою потужних спектрографів отримав прекрасні фотографії спектра корони. Детальне вивчення їх дало Г.А. Шайн можливість визначити точні довжини хвиль багатьох спектральних ліній корони. Останнє є дуже важливим, так як для вирішення питання про природу корональних ліній знання точних довжин хвиль має вирішальне значення. Тільки в самий останній час наука з'ясувала природу більшості корональних ліній.

Проте подальше вивчення цього питання продовжує залишатися однією з важливих і цікавих проблем геліофізики - науки про фізичну природу Сонця.

За своїми спектрограмах Г.А. Шайн вивчив інтенсивність яскравих корональних ліній, в залежності від відстані від краю Сонця. У першу чергу це стосувалося найбільш інтенсивних зеленої лінії з довжиною хвилі 5303 А і червоної лінії з довжиною хвилі 6374 А. Дані Г.А. Шайна дозволили знайти, як розподіляються в короні високоіонізовані атоми, що викликають появу цих корональних ліній.

Безперервний спектр корони може надати відомості про природу частинок, що розсіюють сонячне світло.

Г.А. Шайн виміряв на своїх платівках положення й інтенсивність багатьох фраунгоферових ліній в безперервному спектрі зовнішньої корони.

Багатий спектральний матеріал дали спостереження повного сонячного затемнення 25 лютого 1952 На спектрограмах, отриманих Н. М.Парійським під час цього затемнення зі світлосильним спектрографом оригінальної конструкції, ясно виявляється відмінність спектру корони над спокійними і збудженими областями сонячної поверхні.

У питанні про фізичний стан речовини сонячної корони і природу її світіння ще багато нез'ясованого. Які, наприклад, умови іонізації речовини і яка ступінь іонізації в різних областях корони і на різній висоті? Ширина і контури спектральних ліній вказують на умови світіння. Тут особливо важливо проводити дослідження для певних областей корони, так як над обуреними і над областями сонячної поверхні умови світіння корональної речовини різні.

Важливе питання про поляризацію світла сонячної корони вивчався під час затемнень 1936, 1941 і 1952 рр. експедиціями Абастуманській обсерваторії. Ці спостереження показують, що найбільша ступінь поляризації світла корони відповідає потужним корональних потоків над протуберанцями (так званим шоломів 1-го типу).В інших областях ступінь поляризації світла близько 50% і менше і не залежить від довжини хвилі, що відповідає розсіювання світла вільними електронами.

Посилення безперервного спектру в окремих областях і дані поляриметричних спостережень свідчать про велику кількість вільних електронів у внутрішній короні.

Що стосується пилоподібних речовини, що виробляє фраунгоферові лінії в спектрі корони, то воно, за останніми даними, не належить самому Сонцю, а заповнює всі міжпланетний простір. Проте це питання вимагає подальшого уточнення.

Цікаво отримати сумарний спектр кільцевих зон, відповідних внутрішньої, середньої і зовнішньої короні. Підкреслюємо, що в даний час важливо дослідити природу речовини окремих ділянок сонячної корони.

Дуже цікаве питання про перехід хромосферного речовини, зокрема хмар-протуберанців, в корональної речовини; іноді викинутий протуберанець розпадається - дисіпує, переходячи в корональної речовини, а іноді викинута маса, не падаючи назад і не дисіпуючись, просто перестає світитися і стає ледь помітною або зовсім зникає. Які причини цього явища?

Нарешті, в короні були виявлені темні промені, які не світяться в тих довжинах хвиль, до яких чутлива фотографічна пластинка. Ці промені темними смугами перетинають що знаходяться за ними корональні освіти.

Для вирішення поставлених завдань застосовується різноманітна апаратура: призмові камери, щілинні і бесщелеві світлосильні спектрографи.

Призмова камера, тобто камера, перед об'єктивом якій ставиться призма, дозволяє отримати спектр хромосфери і самої внутрішньої корони. На спектрограмах виходять зображення хромосфери і внутрішньої корони в лініях випромінювання у вигляді серпів і кілець (залежно від фази затемнення) і фон безперервного спектру.

Такі спектрограми важливо отримати для полярних областей хромосфери і корони. Для цього треба спостереження виробляти не із центру, а з краю смуги повної фази затемнення, зорієнтувавши призму відповідним чином. Мінімум сонячної активності сприяє отриманню спектрограм полярних областей корони.

Для вивчення умов світіння речовини особливо важливо отримувати спектрограми з щілинними спектрографами. При цьому треба точно знати, як установлено щілину спектрографа, до якої області хромосфери і корони відносяться спектрограми.

Для отримання спектру корони застосовуються ще небулярная бесщелевие спектрографи. Ці спектрографи дають кілька осередненої спектр корони, тобто спектр від значної майданчики корони, але є світосильні і дозволяють вивчити слабкі спектральні лінії.

Визначення густини сонячної корони грунтується головним чином на фотометричних спостереженнях.

Визначення загальної (інтегральної) яскравості корони дозволяє судити про масу і середньої щільності корони. Більш детальна фотометрія, побудова ізофот (ліній, відповідних рівним яскравості) дозволяють судити про розподіл речовини в короні, про зміну щільності в залежності від області корони, про зміну щільності з висотою над сонячної поверхнею. Звичайно, для виведення щільності речовини треба долучити й інші дані про світінні корони.

В даний час особливо важливо проводити абсолютну фотометрію, висловлюючи освітленість від корони або хромосфери в абсолютних одиницях (у ергах в секунду на одиницю площі).

У 1941 р. В.Б. Ніконов з радіометром, Н.І. Чудовічев з фотоелектричним фотометром та інші визначали загальну яскравість корони. Вони отримали подібні результати, оцінивши загальну яскравість корони дорівнює половині яскравості повного Місяця.

Але, по видимому, загальна яскравість корони не завжди однакова - вона змінюється від затемнення до затемненню так само, як змінюється і загальний вигляд корони. Уточнення підміченої тут певної закономірності і пояснення її є однією з чергових завдань.

Цікаві висновки отримав відомий пулковський астроном Г.А. Тіхов в результаті фотометричної обробки платівок, знятих його "четверним" коронограф (рис.). Прилад являє собою з'єднані разом чотири півтораметрові камери.Вживаючи відповідні кольорові фільтри і підходящі сорти фотографічних платівок, Г.А. Тіхов зміг отримати фотографії корони в чотирьох різних ділянках спектра-від фіолетового до червоного, тобто в чотирьох кольорах. З цією оригінальною інструментом Г.А. Тіхов їздив до Швеції спостерігати затемнення 29 червня 1927, спостерігав затемнення 19 червня 1936 і 21 вересня 1941 Вивчення корональних негативів дозволило отримати розподіл кольору в короні. Виявилося, що внутрішня корона червоно Сонця, і температура її, отже, трохи нижче температури поверхні Сонця. Це спростовує думку про тотожність кольору корони і Сонця, укорінене після дослідження німецького астронома Гротріана.

Спостереження Г.А. Тихона показали, що корона "червоніє" по мірі віддалення від Сонця. Цей результат якісно був підтверджений М.Д. Лаврової, яка під час затемнення 19 червня 1936 отримала спектрограми корони.

3. Мабуть, найбільшу увагу при спостереженні затемнення приділяється тепер детальному навчанню спектрів сонячної хромосфери і звертає шару, що вельми зручно проводити під час затемнень. Такий інтерес до вивчення поверхневих оболонок Сонця зрозумілий: розкриваючи будова і з'ясовуючи фізичні умови в атмосфері Сонця, ми наближаємося до розуміння природи свічення і активності Сонця.

Отримати спектр звертає шару - самого нижнього рівня атмосфери Сонця - досить важко. Зважаючи на його малої товщини доводиться ловити момент, коли зникне останній промінь Сонця, а Місяць ще не встигне закрити звертає шар. Однак радянським астрономам вдалося отримати чимало важливих результатів і в цій галузі.

Грунтовне спектрофотометрічне дослідження хромосфери в лінії водню Н3 і гелію D3 було вироблено проф. Д.Я. Мартиновим. За своїми спектрограмах, отриманим 21 вересня 1941, Він вивчив розподіл випромінювання водню і гелію на різних відстанях від краю Сонця, визначив еквівалентні ширини і контури ліній і зробив висновок про існування швидкості турбулентного руху близько 20 км / сек. Прекрасні спектрограми хромосфери і протуберанців були отримані Пулковським астрономами В.А. Крат, В.П. Вязаніциним та ін під час затемнень 1936, 1941 і 1952 рр.