Завдання астрономiв пiд час спостереження сонячних затемнень
МРЖНРЖСТЕРСТВО ОСВРЖТИ РЖ НАУКИ УКРАРЗНИ
НАЦРЖОНАЛЬНИЙ УНРЖВЕРСИТЕТ iм. Т.Г. Шевченка
Фiзичний факультет, кафедра астрономii
КУРСОВИЙ ПРОЕКТ
ТЕМА:
Завдання астрономiв пiд час спостережень сонячних затемнень
(Вiд 20-х рокiв ХХ столiття до наших днiв)
Пiдготував: студент V курсу
Група 105 АМ Тарасов Максим
Киiв 2010
План
1. Вступ
2. Раннiй перiод постановки завдань (ХХ столiття)
Лiтература
Спостереження затемнень Сонця маi виняткове наукове значення.
Вельми численнi тi науковi питання, для вирiшення яких астрономи органiзовують експедицii в смугу повного сонячного затемнення, вiдправляючись часом в далекi подорожi. З плином часу постають все новi завдання, а старi уточнюються i ускладнюються. Неможливо в межах невеликоi книжки навiть коротко розповiсти про все те, що дослiджуiться пiд час затемнення, i тому ми зупинимося тiльки на деяких основних завданнях.
Щоб повнiстю використовувати те невелике число секунд, коли Сонце закрито диском Мiсяця, астрономи в широкiй мiрою застосовують фотографiю. Спостереження оком (вiзуальнi спостереження) i недостатнiми, вони поступилися мiсцем фотографiчним спостереженням. З рiзноманiтними приладами астрономи намагаються отримати якомога бiльше хороших фотографiй пiд час затемнення; дуже часто, працюючи у своiх iнструментiв, вони бували позбавленi можливостi кинути хоча б один погляд на ту дивну за красою картину, яку представляi затьмарить Сонце, оточене нiжно свiтиться короною. Але астрономи бувають повнiстю задоволенi, якщо iхнi попереднi плани здiйснюються i спостереження проходять вдало. Кiлька мiсяцiв, а iнодi й роки пiсля затемнення йде детальне вивчення знiмкiв, якi були отриманi протягом 2-3 хвилин повноi фази затемнення. Вивчення цих знiмкiв та iнших матерiалiв проводиться у лабораторiях, i тут вже робляться новi вiдкриття i подальшi кроки до з'ясування будови Сонця.
Проблеми вивчення сонячних затемнень можна роздiлити на чотири групи: I. Визначення поправок до таблиць руху Мiсяця i Сонця. II. Вивчення зовнiшнiх оболонок Сонця - корони i хромосфери. III. Вивчення будови земноi атмосфери. IV. Вивчення ефекту Ейнштейна.
I. Однiiю з найстарiших задач спостереження сонячних затемнень i визначення точних положень Мiсяця, знаходження поправок до ii обчисленому положенню. Рух Мiсяця астрономи вивчили дуже добре; вони обчислять ii шлях на багато часу вперед, але Мiсяць все-таки не абсолютно точно слiд по своiй теоретичнiй орбiтi.
Рух Мiсяця дуже складно, тому що залежить не тiльки вiд тяжiння Землi i Сонця, але схильне збурень у результатi тяжiння iнших планет. Висловити його математичними формулами дуже важко. Для передобчислювання положення Мiсяця складенi дуже точнi таблицi, але i вони потребують перевiрки за спостереженнями i в виправлення. Також, хоча i в меншiй мiрi, потребують перевiрки i виправлення таблицi видимого руху Сонця, що обумовлено збуреннями руху Землi навколо Сонця.
Пiд час затемнень представляiться сприятливий випадок пiдмiтити вiдхилення в рухах Мiсяця i Землi i на пiдставi цього дати матерiал для виправлення теорii.
Якщо проводити фотографування приватних фаз затемнення, коли Сонце маi вигляд серпа, i при цьому з максимальною точнiстю вiдзначати моменти фотографування, то, вимiрюючи серпоподiбнi зображення Сонця, можна знайти поправки руху Мiсяця.
Для цих же цiлей можуть служити спостереження моментiв контактiв, тобто моментiв дотику краю диска Мiсяця з краiм сонячного диска. Останнiм часом моменти контактiв намагаються отримати, використовуючи кiнематографiчнi i вiдеоспостереження.
Помилки в прогнозi контактiв сонячних затемнень можуть досягати декiлькох (до 4-5) секунд. Завдання може бути дозволена i шляхом визначення межi смуги повноi фази на земнiй поверхнi.
II. Але найбiльшу увагу тепер звертаiться на вивчення зовнiшнiх оболонок Сонця: хромосфери i корони. Незважаючи на успiхи, досягнутi в областi позазатемнених дослiджень корони, аж до цього часу у всiх деталях корона може спостерiгатися тiльки пiд час повного затемнення. Корональнi променi i вся зовнiшня частина корони з характерним тонким будовою на знiмках поза затемненням не виходять. Тому пiд час затемнення виробляються знiмки корони рiзноманiтними iнструментами. За отриманими фотографiями корони вивчаються деталi ii будови, форма i рух ii променiв, вимiрюiться ii яскравiсть у рiзних точках.
Розмiри i пристрiй фотографiчних камер, призначених для зйомки корони, дуже рiзнi. У далеку подорож для спостереження затемнення можна взяти який-небудь з великих iнструментiв обсерваторii: вiн був би дуже важкий для перевезення, а на складання i налагодження його пiшло б надто багато часу. Та й крiм того, великi телескопи виготовляються для певноi обсерваторii i часто не годяться для установки в iншому мiсцi (з-за рiзницi широт). Експедицiйнi прилади повиннi бути легкими, швидко встановлюватися i, не будучи настiльки стiйкими, як постiйнi телескопи, повиннi працювати безвiдмовно 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 i корони, об'iктив коронографа робиться довгофокусним. У його фокусi, де виходить зображення, ставиться фотографiчна пластинка, яка знiмаi корону пiд час затемнення.
Найбiльшi з сучасних коронограф досягають довжини до 18 i бiльше метрiв. Поперечник зображення Сонця у фокусi такоi камери дорiвнюi 16 см. РЖстотною частиною коронограф i целостат, тобто дзеркало, що обертаiться годинниковим механiзмом, яке ставиться перед об'iктивом i спрямовуi променi Сонця в довгу нерухому трубу коронографа, встановлену горизонтально.
Роботи з вивчення зовнiшнiх оболонок Сонця дуже рiзноманiтнi, але ми видiлимо основнi завдання дослiдження:
1) вивчення природи часток i фiзичного стану сонячноi корони;
2) визначення щiльностi корональноi речовини;
3) дослiдження фiзичного стану речовини в хромосферi i звертаiмо шарi i природи iх свiчення;
4) вивчення сил, що дiють на Сонцi.
1. Щоб вивчити, що представляють собою частинки речовини сонячноi корони i в якому станi вони знаходяться, треба дослiдити, свiтяться вони розсiяним свiтлом Сонця або завдяки власному випромiнюванню, як залежить розсiювання свiтла вiд довжини хвилi, поляризований свiтло корони i як саме. Багато чого вже вiдомо, але завдання виконане не повнiстю, i потрiбнi подальшi спостереження. Для цього проводять спектральнi, фотометричнi та поляриметричнi спостереження.
Тепер вiдомо, що не в усiх областях корони склад речовини один i той же. Над обуреними, активними областями сонячноi поверхнi у внутрiшнiй коронi спостерiгаються власне випромiнювання корони (яскравi лiнii в спектрi) i вiдбите - розсiяне свiтло Сонця (безперервний спектр); в спокiйних областях власне випромiнювання корони вiдсутня (так, у спектрi полярних променiв корони яскравих лiнiй немаi).
Надзвичайно важливим тому i дослiдження спектру корони, що проводиться за допомогою светосильних спектрографiв. Пiд час затемнення 19 червня 1936 радянський астрофiзик акад. Г.А. Шайн за допомогою потужних спектрографiв отримав прекраснi фотографii спектра корони. Детальне вивчення iх дало Г.А. Шайн можливiсть визначити точнi довжини хвиль багатьох спектральних лiнiй корони. Останнi i дуже важливим, так як для вирiшення питання про природу корональних лiнiй знання точних довжин хвиль маi вирiшальне значення. Тiльки в самий останнiй час наука з'ясувала природу бiльшостi корональних лiнiй.
Проте подальше вивчення цього питання продовжуi залишатися однiiю з важливих i цiкавих проблем гелiофiзики - науки про фiзичну природу Сонця.
За своiми спектрограмах Г.А. Шайн вивчив iнтенсивнiсть яскравих корональних лiнiй, в залежностi вiд вiдстанi вiд краю Сонця. У першу чергу це стосувалося найбiльш iнтенсивних зеленоi лiнii з довжиною хвилi 5303 А i червоноi лiнii з довжиною хвилi 6374 А. Данi Г.А. Шайна дозволили знайти, як розподiляються в коронi високоiонiзованi атоми, що викликають появу цих корональних лiнiй.
Безперервний спектр корони може надати вiдомостi про природу частинок, що розсiюють сонячне свiтло.
Г.А. Шайн вимiряв на своiх платiвках положення й iнтенсивнiсть багатьох фраунгоферових лiнiй в безперервному спектрi зовнiшньоi корони.
Багатий спектральний матерiал дали спостереження повного сонячного затемнення 25 лютого 1952 На спектрограмах, отриманих Н. М.Парiйським пiд час цього затемнення зi свiтлосильним спектрографом оригiнальноi конструкцii, ясно виявляiться вiдмiннiсть спектру корони над спокiйними i збудженими областями сонячноi поверхнi.
У питаннi про фiзичний стан речовини сонячноi корони i природу ii свiтiння ще багато нез'ясованого. Якi, наприклад, умови iонiзацii речовини i яка ступiнь iонiзацii в рiзних областях корони i на рiзнiй висотi? Ширина i контури спектральних лiнiй вказують на умови свiтiння. Тут особливо важливо проводити дослiдження для певних областей корони, так як над обуреними i над областями сонячноi поверхнi умови свiтiння корональноi речовини рiзнi.
Важливе питання про поляризацiю свiтла сонячноi корони вивчався пiд час затемнень 1936, 1941 i 1952 рр. експедицiями Абастуманськiй обсерваторii. Цi спостереження показують, що найбiльша ступiнь поляризацii свiтла корони вiдповiдаi потужним корональних потокiв над протуберанцями (так званим шоломiв 1-го типу).В iнших областях ступiнь поляризацii свiтла близько 50% i менше i не залежить вiд довжини хвилi, що вiдповiдаi розсiювання свiтла вiльними електронами.
Посилення безперервного спектру в окремих областях i данi поляриметричних спостережень свiдчать про велику кiлькiсть вiльних електронiв у внутрiшнiй коронi.
Що стосуiться пилоподiбних речовини, що виробляi фраунгоферовi лiнii в спектрi корони, то воно, за останнiми даними, не належить самому Сонцю, а заповнюi всi мiжпланетний простiр. Проте це питання вимагаi подальшого уточнення.
Цiкаво отримати сумарний спектр кiльцевих зон, вiдповiдних внутрiшньоi, середньоi i зовнiшньоi коронi. Пiдкреслюiмо, що в даний час важливо дослiдити природу речовини окремих дiлянок сонячноi корони.
Дуже цiкаве питання про перехiд хромосферного речовини, зокрема хмар-протуберанцiв, в корональноi речовини; iнодi викинутий протуберанець розпадаiться - дисiпуi, переходячи в корональноi речовини, а iнодi викинута маса, не падаючи назад i не дисiпуючись, просто перестаi свiтитися i стаi ледь помiтною або зовсiм зникаi. Якi причини цього явища?
Нарештi, в коронi були виявленi темнi променi, якi не свiтяться в тих довжинах хвиль, до яких чутлива фотографiчна пластинка. Цi променi темними смугами перетинають що знаходяться за ними корональнi освiти.
Для вирiшення поставлених завдань застосовуiться рiзноманiтна апаратура: призмовi камери, щiлиннi i бесщелевi свiтлосильнi спектрографи.
Призмова камера, тобто камера, перед об'iктивом якiй ставиться призма, дозволяi отримати спектр хромосфери i самоi внутрiшньоi корони. На спектрограмах виходять зображення хромосфери i внутрiшньоi корони в лiнiях випромiнювання у виглядi серпiв i кiлець (залежно вiд фази затемнення) i фон безперервного спектру.
Такi спектрограми важливо отримати для полярних областей хромосфери i корони. Для цього треба спостереження виробляти не iз центру, а з краю смуги повноi фази затемнення, зорiiнтувавши призму вiдповiдним чином. Мiнiмум сонячноi активностi сприяi отриманню спектрограм полярних областей корони.
Для вивчення умов свiтiння речовини особливо важливо отримувати спектрограми з щiлинними спектрографами. При цьому треба точно знати, як установлено щiлину спектрографа, до якоi областi хромосфери i корони вiдносяться спектрограми.
Для отримання спектру корони застосовуються ще небулярная бесщелевие спектрографи. Цi спектрографи дають кiлька осередненоi спектр корони, тобто спектр вiд значноi майданчики корони, але i свiтосильнi i дозволяють вивчити слабкi спектральнi лiнii.
Визначення густини сонячноi корони грунтуiться головним чином на фотометричних спостереженнях.
Визначення загальноi (iнтегральноi) яскравостi корони дозволяi судити про масу i середньоi щiльностi корони. Бiльш детальна фотометрiя, побудова iзофот (лiнiй, вiдповiдних рiвним яскравостi) дозволяють судити про розподiл речовини в коронi, про змiну щiльностi в залежностi вiд областi корони, про змiну щiльностi з висотою над сонячноi поверхнею. Звичайно, для виведення щiльностi речовини треба долучити й iншi данi про свiтiннi корони.
В даний час особливо важливо проводити абсолютну фотометрiю, висловлюючи освiтленiсть вiд корони або хромосфери в абсолютних одиницях (у ергах в секунду на одиницю площi).
У 1941 р. В.Б. Нiконов з радiометром, Н.РЖ. Чудовiчев з фотоелектричним фотометром та iншi визначали загальну яскравiсть корони. Вони отримали подiбнi результати, оцiнивши загальну яскравiсть корони дорiвнюi половинi яскравостi повного Мiсяця.
Але, по видимому, загальна яскравiсть корони не завжди однакова - вона змiнюiться вiд затемнення до затемненню так само, як змiнюiться i загальний вигляд корони. Уточнення пiдмiченоi тут певноi закономiрностi i пояснення ii i однiiю з чергових завдань.
Цiкавi висновки отримав вiдомий пулковський астроном Г.А. Тiхов в результатi фотометричноi обробки платiвок, знятих його "четверним" коронограф (рис.). Прилад являi собою з'iднанi разом чотири пiвтораметровi камери.Вживаючи вiдповiднi кольоровi фiльтри i пiдходящi сорти фотографiчних платiвок, Г.А. Тiхов змiг отримати фотографii корони в чотирьох рiзних дiлянках спектра-вiд фiолетового до червоного, тобто в чотирьох кольорах. З цiiю оригiнальною iнструментом Г.А. Тiхов iздив до Швецii спостерiгати затемнення 29 червня 1927, спостерiгав затемнення 19 червня 1936 i 21 вересня 1941 Вивчення корональних негативiв дозволило отримати розподiл кольору в коронi. Виявилося, що внутрiшня корона червоно Сонця, i температура ii, отже, трохи нижче температури поверхнi Сонця. Це спростовуi думку про тотожнiсть кольору корони i Сонця, укорiнене пiсля дослiдження нiмецького астронома Гротрiана.
Спостереження Г.А. Тихона показали, що корона "червонii" по мiрi вiддалення вiд Сонця. Цей результат якiсно був пiдтверджений М.Д. Лавровоi, яка пiд час затемнення 19 червня 1936 отримала спектрограми корони.
3. Мабуть, найбiльшу увагу при спостереженнi затемнення придiляiться тепер детальному навчанню спектрiв сонячноi хромосфери i звертаi шару, що вельми зручно проводити пiд час затемнень. Такий iнтерес до вивчення поверхневих оболонок Сонця зрозумiлий: розкриваючи будова i з'ясовуючи фiзичнi умови в атмосферi Сонця, ми наближаiмося до розумiння природи свiчення i активностi Сонця.
Отримати спектр звертаi шару - самого нижнього рiвня атмосфери Сонця - досить важко. Зважаючи на його малоi товщини доводиться ловити момент, коли зникне останнiй промiнь Сонця, а Мiсяць ще не встигне закрити звертаi шар. Однак радянським астрономам вдалося отримати чимало важливих результатiв i в цiй галузi.
Грунтовне спектрофотометрiчне дослiдження хромосфери в лiнii водню Н3 i гелiю D3 було вироблено проф. Д.Я. Мартиновим. За своiми спектрограмах, отриманим 21 вересня 1941, Вiн вивчив розподiл випромiнювання водню i гелiю на рiзних вiдстанях вiд краю Сонця, визначив еквiвалентнi ширини i контури лiнiй i зробив висновок про iснування швидкостi турбулентного руху близько 20 км / сек. Прекраснi спектрограми хромосфери i протуберанцiв були отриманi Пулковським астрономами В.А. Крат, В.П. Вязанiциним та iн пiд час затемнень 1936, 1941 i 1952 рр.
4. У проблему вивчення сил, що дiють на Сонцi, перш за все входить завдання вивчення структури корони.
Тут виникаi ряд питань: як змiнюються деталi корони зi змiною стану сонячноi поверхнi, що обумовлюi тонку променисту структуру корони, як далеко поширюiться дiя електромагнiтних сил Сонця, якого розмiру та напрямку руху корональноi речовини? Рухи в корональних деталях можуть бути виявленi в результатi порiвняння знiмкiв, отриманих з рiзних точок смуги повноi фази, тобто в рiзнi моменти часу. Однак таким шляхом не можна виявити рух речовини вздовж корональних променiв. Це завдання вирiшуiться за точним вимiрам положень лiнiй в спектрi, на пiдставi так званого принципу Допплера.
Одним з найбiльших наукових пiдприiмств, органiзованих у зв'язку з затемненням 1936радянськими астрономами, було фотографування корони однотипними довгофокусними камерами для вивчення змiн у коронi. До 1936 р. тiльки випадковi спостереження вказували на швидкi змiни в коронi.Щоб вирiшити це питання, було побудовано шiсть однакових 5-метрових коронограф, якi отримали назву "стандартних коронограф" (рис.2); у них об'iктив перемiщувався з допомогою годинникового механiзму, що компенсувало добовий рух Сонця i робило нерухомим зображення Сонця у фокусi коронографа. Коронограф, перебуваючи в складi експедицiй рiзних обсерваторiй, були розподiленi в шести пунктах уздовж смуги затемнення. У чотирьох з цих пунктiв (у Бiлорiченською, на Уралi, в Омську i на Далекому Сходi) погода була сприятливою i були отриманi прекраснi фотографii корони. Вiд Бiлорiченською поблизу Чорного моря до Куйбишевка на Далекому Сходi мiсячна тiнь йшла близько 2 годин, i тому на платiвках радянських експедицiй закарбувалися всi змiни, якi вiдбулися за цей час в сонячнiй коронi.
Дослiдження 30 платiвок, отриманих iз стандартними коронографа, дало цiкавi новi висновки про будову корони i природi явищ в хромосферi i коронi. Цi дослiдження були проведенi РД. Я Бугославского, С.К. Всехсвятським i А.М. Дейчем.
Виявилося, що у внутрiшнiй коронi за 2 години вiдбулися значнi змiни; характер цих змiн був детально вивчений. Одночасно було встановлено надзвичайно цiкавий факт: з'ясувалося, що, вивчаючи на платiвках видимi змiщення корональних променiв за цi двi години, можна встановити обертання корони разом iз Сонцем. Далi С.К. Всехсвятокiй i РД.Я. Бугославского дослiджували структуру корони за цим же знiмкам i встановили струйчату будову корональних променiв, детально дослiджували дуговi системи - чудовi освiти, що включають ряд охоплюють одна одну дуг, - i знайшли точну вiдповiднiсть мiж явищами в коронi i хромосферi.
Враховуючи успiшне проведення спостережень затемнення 1936 р., якi були органiзованi спецiально створеною комiсiiю, радянськi астрономи дiяльно готувалися до проведення спостережень пiд час затемнення 21 вересня 1941Однак вiроломний напад гiтлерiвських загарбникiв на СРСР змусило значно скоротити програму дослiджень.
Тим не менш, незважаючи на умови воiнного часу, експедицii Державного астрономiчного iнституту iменi П.К. Штернберга, Пулковськоi обсерваторii, Ленiнградськоi, Казанськоi, Ташкентськоi та iнших обсерваторiй успiшно провели спостереження, розташовуючись вздовж смуги затемнення, яка проходила по районах Середньоi Азii. Чудовi фотографii корони з багатьма деталями були отриманi з тими ж стандартними 5-метровими коронографа, якi працювали i в 1936 р., а також з четверним коронограф Г.А. Тихова та зi спецiальними камерами.
Вивчення корональних фотографiй, яке було вироблено РД.Я. Бугославского i В.Г. Фееенковим, з'ясувало характер структури корони i умови в коронi над порушеними областями Сонця. Результати пiдтвердили висновки, отриманi радянськими астрономами для затьмарення 1936, РЖ дозволили зробити висновок, що свiчення корональних лiнiй, що характеризуi умови сверхiонiзацii в коронi, найбiльш iнтенсивно над порушеними областями сонячноi поверхнi, де помiтнi найбiльш складнi структурнi форми корони з iнтенсивними потоками речовини.
Спостереження зi стандартними коронографа були проведенi i в наступнi затемнення 1945 i 1952 рр. а також пiд час затемнення 30 червня 1954
Широко були органiзованi спостереження затемнення 9 липня 1945, Смуга якого проходила через РДвропейську частину СРСР вiд пiвденних районiв Карело-Фiнськоi РСР до Уралу i далi майже кордонiв Узбецькоi i Казахськоi РСР. Поблизу РЖванова, Ярославля та Куйбишева розташовувалося бiльшiсть експедицiй радянських астрономiв. Проте вдень 9 липня майже по всiй територii РДвропейськоi частини СРСР спостерiгалися потужнi грозовi явища, через якi бiльшiсть експедицiй зазнало невдачi у спостереженнях затемнення. Проте на пiвночi, в районi Сортавала, метеорологiчнi умови були сприятливими, i тут експедицiя пулковських астрономiв отримала цiннi матерiали. Експедицiiю Астрономiчноi обсерваторii Ленiнградського унiверситету пiд керiвництвом В.В. Шаронова i З.З. Ситинськi були проведенi фотометричнi та колориметричне дослiдження корони, приватних фаз затемнення i яскравостi небесного зводу.
В останнi роки було зроблено важливе вiдкриття: було встановлено, що Сонце випромiнюi радiохвилi. З рiзними процесами на Сонцi пов'язано випромiнювання рiзних довжин хвиль. Спостерiгалися випромiнювання з довжиною хвилi вiд декiлькох метрiв до сантиметрiв. Радянськi, геофiзики спостерiгали радiовипромiнювання Сонця пiд час повного сонячного затемнення 20 травня 1947Спостереження пiд час затемнення допомагають виявити окремi областi на Сонце або у його зовнiшнiх шарах, якi i джерелом цього радiовипромiнювання.
Всi названi проблеми дослiджень тiсно пов'язанi мiж собою, i лише всебiчне, комплексне дослiдження корони i хромосфери може дати вiдповiдi на поставленi питання. З iншого боку, будь-якоi отриманий матерiал може служити для рiзних дослiджень. Так, загальна фотометрiя корони i протуберанцiв потрiбна i для визначення щiльностi речовини i для визначення природи самоi речовини в них. Спектрограми дають матерiал для дослiдження природи речовини i його стану i т.п.
III. Затемнення може бути з успiхом використане для дослiдження земноi атмосфери. З цiiю метою ведуться спостереження: а) метеорологiчнi: хiд температури, тиску, вологостi, змiни вiтру, освiта хмарностi i т.д.; б) фотометричнi спостереження яскравостi i кольору неба, в тому числi загравою кiльця; в) радiоспостереження: змiна чутностi радiостанцiй, змiна шумiв, що викликаються радiовипромiнюванням Сонця, спецiальнi спостереження вiдображення iмпульсного сигналу вiд рiзних шарiв iоносфери.
Про останнi спостереженнях потрiбно сказати трохи докладнiше. Пiд дiiю ультрафiолетового випромiнювання Сонця вiдбуваiться iонiзацiя газiв верхнiх шарiв земноi атмосфери. Це призводить до появи електричних зарядiв i утворення електропровiдних шарiв. Такi шари розташованi на висотах 100 км (шар Е), 210 км (шар F1) i 250-350 км (шар F2).Вся далека короткохвильова радiозв'язок йде шляхом вiдображення радiохвиль вiд цих електропровiдних шарiв, званих iоносферою. Зрозумiло, що змiни в iоносферi призводять до змiни умов поширення коротких радiохвиль. Дослiдження iоносфери представляi завдання великоi практичноi значущостi. На iоносферу великий вплив мають потоки частинок - корпускул, що викидаються iз Сонця. Вiдомо, що сильнi корпускулярнi потоки створюють в iоносферi обурення, що супроводжуються полярними сяйв "i магнiтними бурями i призводять до порушень радiозв'язку. Однак про дiю корпускулярноi радiацii Сонця на iоносферу ще дуже мало вiдомо. Фiзична природа вiдбуваються в iоносферi процесiв ще мало вивчена. У iоносферi безперервно вiдбуваються змiни, тому дуже важливо порiвняти стан iоносфери, освiтленоi Сонцем, зi станом неосвiтленiй iоносфери на малому промiжку часу. Це i виявляiться можливим у перiоди повних сонячних затемнень.
Мiсяць створюi не лише звичайне - оптичне - затемнення, але затуляi i корпускулярний потiк, створюючи "корпускулярне затемнення". Внаслiдок рiзноi швидкостi свiтла i корпускул затемнення оптичне й корпускулярне наступають рiзночасно (корпускулярне ранiше); з'являiться можливiсть роздiльно спостерiгати дii на атмосферу ультрафiолетовоi та корпускулярноi радiацii.
IV. Дещо осiбно стоять спостереження, що проводяться пiд час повного затемнення для перевiрки ефекту Ейнштейна.
У 1936 р. спецiальний iнструмент, сконструйований i виготовлений пiд керiвництвом проф. А.А. Михайлова для перевiрки ефекту Ейнштейна, був встановлений на Далекому Сходi в Куйбишевка. Небо поблизу затьмарить Сонце було сфотографовано цим iнструментом, i на пластинках бiля Сонця вийшло багато слабких зiрок. Тим самим iнструментом на iнших платiвках була знята через кiлька мiсяцiв та ж сама область неба, коли Сонця вже в нiй не було. Порiвнюючи платiвки, отриманi пiд час i поза затемненням, можна було вимiряти, чи вiдбуваiться в дiйсностi змiщення зiрок i на яку величину. Кропiткi i складнi вимiрювання отриманих фотографiй, виробленi А.А. Михайловим, дали для видимого вiдхилення зiрок поблизу Сонця величину, бiльшу, нiж та, яку вимагаi теорiя вiдносностi.
РЖншi спостереження ефекту Ейнштейна дають величини зсуву зiрок хоча й меншi, нiж за визначенням А.А. Михайлова, але також великi, нiж вимагаi теорiя.
Вивчення ефекту Ейнштейна представляi цiкаву i важливу задачу, оскiльки спостереження виявили помiтне кiлькiсне розбiжнiсть з теорiiю. Особливо важливо, але й важко було б отримати з спостережень не тiльки величину змiщення зiрки, що знаходиться бiля самого краю сонячного диска, але i закон зменшення цього змiщення в залежностi вiд вiддалення вiд сонячного краю. Однак виробництво таких спостережень вимагаi спецiальноi апаратури. Воно й зрозумiло: найбiльша величина зсуву зображень зiрок на фотопластинцi вимiрюiться мiкронами, i впевнене виявлення таких малих величин - виключно важка справа.
3. Завдання, якi вирiшуються при спостереженнях сонячних затемнень на сучасному етапi розвитку науки
Тема постановки завдань пiд час спостережень сонячних затемнень, особливо повних, ще бiльш актуальна. Вимоги до точностi спостережень таких явищ сьогоднi як нiколи висока, так як зросли вимоги до точностi передобчислювання положення Мiсяця на певнi моменти часу. Крiм того, застосування високих технологiй i комп'ютерiв даi можливiсть виробляти управлiння такими спостереженнями. Особливе мiсце придiляiться позаатмосфернi спостереженнями сонячноi корони, з високих геостацiонарних орбiт ШСЗ.
В даний час актуальнi такi завдання, що розглядаються пiд час спостережень сонячних затемнень.
1. Фiксацiя моментiв часу контактiв дискiв Сонця i Мiсяця з похибкою 10 мкс за допомогою вiдеоапаратури та лазерноi технiки.
2. Спектральнi спостереження i фотометрiя сонячноi корони пiд час повних затемнень з застосуванням сучасних методiв фотометрii та спектрального аналiзу.
1. А.А. Михайлов. Сонячнi затемнення та iх спостереження. М., 1978.
Вместе с этим смотрят:
Aerospace industry in the Russian province
РЖсторiя ракетобудування Украiни
Авиационно-космические отрасли в российской провинции
Астрономические открытия
Атомы и молекулы