Цiльовi спостереження сонячних затемнень (ХVIII-XXI столiття)
Информация - Авиация, Астрономия, Космонавтика
Другие материалы по предмету Авиация, Астрономия, Космонавтика
В°тура звертаСФ шару була отримана багатьма астрономами за визначеннями iнтенсивностi i ширини фраунгоферових лiнiй i виявилася рiвною 4300 , тобто значно нижче температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р. були знайденi бiльш високi значення температури - до 12000 , що говорило про великiй швидкостi теплового руху ii частинок. Однак ще бiльшi значення швидкостей частинок були знайденi для сонячноi корони.
Як вiдомо, спектр внутрiшньоi корони - безперервний, без фраунгоферових лiнiй, але з виступаючими на його тлi яскравими лiнiями. Такий характер спектру добре пояснюСФться розсiюванням сонячного свiтла вiльними електронами, що знаходяться в постiйному русi з величезними швидкостями (близько 400 км / сек). Такi швидкостi руху частинок вiдповiдають досить високим кiнетичним температур (сотнi тисяч градусiв). З цього не випливаСФ, однак, що корона "гаряче" Сонця, як деякi уявляють собi, так як в розрiдженому електронному газi звичайне поняття температури втрачаСФ сенс. Високi швидкостi частинок приводять, за принципом Допплера, до змiщення випромiнюваних довжин хвиль до червоного i фiолетового кiнця спектра, завдяки чому фраунгоферовi лiнii "замиваються". Однак у спектрi зовнiшньоi корони цi лiнii зявляються, посилюючись з вiддаленням вiд краю Сонця. Це показуСФ, що природа зовнiшньоi корони iнша, i ii свiтiння викликаСФться розсiюванням свiтла великими частками.
У 1934 р. Гротрiан зробив спробу роздiлити корональнi свiчення на двi складовi: електронну та пилову, використовуючи спектрофотометричнi та поляризацiйнi спостереження. Подання про наявнiсть цих двох видiв частинок в коронi трималося в науцi до 1947 р.
У 1930 р. Лiо знайшов, нарештi, спосiб спостерiгати i фотографувати корону поза затемненням, усунувши розсiювання свiтла в приладi i розташувавши його на висотi 2800 м, на горi Пiк дю Мiдi в Пiренеях. Спектр корони iм було простежено до 4 вiд краю Сонця, ступiнь поляризацii - до 6. Точнi вимiри довжин хвиль i ширини яскравих лiнiй виявили факт обертання корони зi швидкiстю близько 2 км / сек у поверхнi Сонця.
Прекрасно органiзованi спостереження затемнення 19 червня 1936шiстьма радянськими експедицiями зi стандартними коронографа (стор. 117-118) дозволили прослiдкувати змiни в коронi i хромосферi за 2 години, поки мiсячна тiнь перетинала весь Радянський Союз. Були остаточно встановленi наявнiсть обертання корони i швидка змiнюванiсть волокон хромосфери, а також детально дослiдженi структура корони i звязок корональних утворень з протуберанцями, плямами i т. д. (РД. Я. Бугославского, С. Всехсвятський, А. Н. Дейч) .
У 1941 р.була, нарештi, розгадана природа яскравих корональних лiнiй. Як показав Едлен, вони викликаються свiтiнням багаторазово iонiзованих атомiв залiза, нiкелю, аргону i кальцiю. Таке свiчення маСФ мiiе при так званих "заборонених" переходах атомiв з одного стану в iнший - переходах, можливих лише за особливих умов. Але саме цi умови i мають мiiе в коронi. А.А. Калиняк за спостереженнями 1941вимiряв ширину яскравих лiнiй корони, знову отримавши великi значення швидкостей i кiнетичних температур. Пiд час затемнення 21 вересня 1941 Д. Я. Мартинов отримав спектр хромосфери i за iнтенсивнiстю лiнiй спектра знайшов кiлькiсть атомiв водню i гелiю у пiдстави протуберанцiв. Визначення iнтенсивностi багатьох хромосферних лiнiй було вироблено також В.П. Вязанiциним, який отримав картину зниження щiльностi з висотою для водню, гелiю, iонiзованого кальцiю, магнiю та стронцiю.
Теоретичне вивчення фiзичних умов у коронi i хромосферi було успiшно проведено московським астрономом РЖ. С. Шкловським. Вiн показав насамперед повну непридатнiсть формули iонiзацii Саха до хромосферi та коронi i складнiсть самого механiзму iонiзацii.Так, iонiзацiя елементiв у коронi викликаСФться ударами електронiв. РЖонiзацiя ж атомiв гелiю (в хромосферi) викликаСФться, як показав РЖ. С. Шкловський, випусканням короною ультрафiолетового випромiнювання дуже короткоi довжини хвилi (менше 900 А). РЖ.С.Шкловський дослiджував також вплив цього випромiнювання на стан верхнiх шарiв земноi атмосфери.
Вивчаючи отриманi зi спостережень данi про випромiнювання Сонцем радiохвиль (вiд сантиметрових до десятиметрових), РЖ. С. Шкловський та В. Л. Гiнзбург показали в 1946 р., Що радiохвилi випускаються не поверхнi, а зовнiшнiми шарами Сонця, причому сантиметровi хвилi випромiнюються головним чином хромосферою, а десятиметровi - сонячноi короною.Спостережуванi часом рiзкi посилення радiовипромiнювання Сонця Шкловський пояснюСФ збудженням власних коливань електронiв потоками заряджених частинок (корпускул), що викидаються при виверженнях на поверхнi Сонця.
У 1947 р.зявилася робота ван де Полотна, в якiй вiн справив детальне дослiдження природи пиловоi складовоi корони i показав, що вона не маСФ безпосереднього звязку з самим Сонцем, а викликаСФться диффракции свiтла Сонця на пилових частинках, що заповнюють мiжпланетний простiр.Таким чином, ван де Полотно пiдтвердив думку акад. В.Г. Фесенкова про звязок корони з метеорноi матерiСФю мiжпланетного простору, що викликаСФ явище так званого зодiакального свiтла.
Ряд астрономiв вивчав за останнiй час розподiл щiльностi електронiв в коронi.Найбiльш повне й ретельне дослiдження цього питання вироблено киiвськими астрономами А.Ф. Богородський i Н.А. Хiнкуловоi в 1950 р.
Роботи радянських вчених 40-50-х рокiв ХХ столiття займають провiдне мiiе в теоретичних та наглядових дослiдженнях зовнiшнiх оболонок Сонця i вi?/p>