Завдання астрономів під час спостереження сонячних затемнень
Курсовой проект - Авиация, Астрономия, Космонавтика
Другие курсовые по предмету Авиация, Астрономия, Космонавтика
?тяться 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 обєктивом 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 зєднані 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 зясовуючи 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.
4. У проблему вивчення сил, що діють на Сонці, перш за все входить завдання вивчення структури корони.
Тут виникає ряд питань: як змінюються деталі корони зі зміною стану сонячної поверхні, що обумовлює тонку променисту структуру корони, як далеко поширюється дія електромагнітних сил Сонця, якого розміру та напрямку руху корональної речовини? Рухи в корональних деталях можуть бути виявлені в результаті порівняння знімків, отрима