Цiльовi спостереження сонячних затемнень (ХVIII-XXI столiття)

Реферат на тему:

Незважаючи на глибоке враження, вироблене на людську свiдомiсть повними сонячними затемненнями, до порiвняно недавнього часу спостереження iх не придiлялося, власне, цього наукового уваги.Аж до середини XIX столiття спостереження сонячних затемнень продовжували носити майже тiльки чисто астрометричних характер - як засiб перевiрки все ще недостатньо розробленоi теорii руху Мiсяця (у той час вивчення руху Мiсяця викликалося практичними потребами) i для визначення географiчних довгот пунктiв земноi поверхнi. Явищам, супроводжуючим сонячне затемнення, довго значною мiрою приписують не астрономiчний, а метеорологiчний або оптичний i притому нерiдко випадковий характер. Тут вiдiгравало також роль щодо пiзнiше розвиток астрофiзики.

З збережених даних про спостереження старих затемнень все-таки i такi, якi у свiтлi сучасноi науки можна розшифрувати як фiзичнi спостереження, саме спостереження корони, ii форми i протуберанцiв. Бiльш науковi описи корони дали Кеплер (1605 р.) i Кассiнi (1706), Причому останнiй навiв досить цiкаве з того часу пояснення цього явища, недалеке вiд сучасного. Першi певнi вказiвки на спостереження хромосфери при затемненнi Сонця були данi Стеннiаном в 1706 р. i Галiлеiм в 1715 р. Перше науково докладне опис протуберанцiв належить Вассенiусу, що спостерiгав затемнення 1733

Але всi цi спостереження носили по сутi випадковий характер. Питання про органiзоване виробництва спостережень i тим бiльше про спорядження спецiальних експедицiй довгий час абсолютно не ставилося, на противагу, наприклад, спостереження проходження Венери по диску Сонця, для якого вже в серединi XVIII ст. органiзовувалися спецiальнi та складнi експедiцii1). У порiвняннi з цим органiзованi спостереження сонячних затемнень запiзнилися на сiм-вiсiм десяткiв рокiв.

Поштовх в цьому напрямку дали спостереження затемнення 1836, Коли Белi детально, хоча i без жодних iнших iнструментальних засобiв, крiм телескопа, спостерiгав явища, що супроводжують затемнення (зокрема,вiдомi "чотки Белi"). При цьому ж затьмареннi була зроблена перша спроба аналiзу свiтла корони i протуберанцiв з допомогою поки недосконалого спектроскопа.

Цi спостереження служили як би пiдготовкою до спостережень наступного затемнення 1842 i з'ясували необхiднi об'iкти спостереження при затемненнi.

Затемнення 1842 було по сутi першим, яке спостерiгалося в органiзованому порядку. Були спорядженi спецiальнi експедицii, в яких взяли участь найвизначнiшi астрономи i фiзики того часу - О. Струве, Ерi, Белi, Араго i iн Це затемнення спостерiгалося i в нашiй краiнi (О. Струве та О. Шидловський). Всi явища були точно зафiксованi й описанi. Однак фiзичне тлумачення спостережень залишалося в початковiй стадii розвитку, i ще не вдалося з певнiстю встановити, чи належить та чи iнша спостерiгалася деталь Сонця чи Мiсяцi або ж маi iнше походження. Зробити це випало на долю наступних експедицiй, коли була розроблена вiдповiдна методика i були введенi новi засоби спостережень.

Для спостереження повного сонячного затемнення 28 липня 1851 Росiйська Академiя наук направила експедицiю в Ломжа на чолi з О. В. Струве.Зi своiх спостережень О. В. Струве зробив висновок, що протуберанцi i виступами на Сонце, так як при перемiщеннi Мiсяця вони з одного боку ховалися за ii диском, а з iншого боку з'являлися. Цей висновок був остаточно пiдтверджений при спостереженнях затемнення 18 липня 1860, Що виготовлялися Пулковским астрономами О. В. Струве та Вiннеке.

З 1860 р. починаiться застосування фотографii до спостереження затемнень. Фотографування затемнень показало з ще бiльшою очевиднiстю, що протуберанцi i корона належать Сонця, а не Мiсяцi i не представляють явищ оптичних.

Найбiльш знаменною фактом у розвитку фiзичних дослiджень сонячних затемнень здаiться, звiсно, застосування спектрального аналiзу. Це було здiйснено вперше при спостереженнi затемнення в РЖндii в 1868 р. Жансеном та iнСпостереження спектру протуберанцiв вiдразу ж дозволили визначити iхнiй хiмiчний склад. Але, крiм цього, спектральнi спостереження протуберанцiв наштовхнули Жансена на вiдкриття величезноi важливостi - можливiсть спостереження протуберанцiв поза затемненням. Коли на наступний ранок вiн поставив щiлину свого спектроскопа на те мiсце бiля краю сонячного диска, де пiд час затемнення був найбiльш яскравий протуберанець, то вiн побачив тi ж яскравi лiнii i змiг визначити iх довжини хвиль. Перемiщуючи злегка щiлину, Жане простежив в червонiй водневоi лiнii контури всього протуберанця. У той же час в iншiй точцi земноi кулi до того ж вiдкриття, але виходячи з основних положень спектроскопii, прийшов Локiер.

Застосування спектрального аналiзу пiд час наступного затемнення в 1869 р. призвело до вiдкриття зеленоi лiнii випромiнювання корони. Однак приналежнiсть цiii лiнii саме до корони була встановлена остаточно тiльки в 1898 р. Для цiii лiнii, як згодом i для ряду iнших лiнiй Корану, не вдавалося встановити iх приналежнiсть жодному з вiдомих на Землi елементiв, i вони були приписанi гiпотетичному "корони". Пiд час затемнень 1870 i.1872 рр. спектральний аналiз широко застосовувався багатьма астрономами. Зокрема, в 1870 р. Юнгом вперше спостерiгався спектр спалаху, i таким чином був вiдкритий шар, що даi фраунгоферовi лiнii у спектрi Сонця. Нарештi, першi спроби фотографування спектру були зробленi в 1875 р., а потiм в 1878 р.Спектр хромосфери (спалаху) був сфотографований вперше пiд час затемнення 1896 При спостереженнях затемнення 1898 р. в РЖндii були вже отриманi дуже гарнi знiмки спектру спалаху, послужили, окрiм рiшення ряду астрофiзичних питань, до вивчення спектру водню.

У 1905 р. за допомогою увiгнутоi дифракцiйноi решiтки були отриманi прекраснi знiмки спектру спалаху. Тодi ж вдалося одержати знiмки спектру сонячного краю i звертаi шару на однiй i тiй же платiвцi, повiльно пересуваiться в напрямку, перпендикулярному до спектру (рис.26) f Вивчення цього матерiалу, що тривало кiлька рокiв, дало можливiсть визначити абсолютний вмiст рiзних хiмiчних елементiв у звертаiмо шарi i число атомiв рiзних газiв над 1 кв. см фотосфери. У 1914 р.вже були отриманi за допомогою дiффракцiонной решiтки першi знiмки спектру хромосфери поза затемненням, але по своiй науковiй цiнностi вони значно поступаються знiмкам пiд час затемнень. Поряд з успiхами спектральних дослiджень в цi роки були досягнутi значнi успiхи у вивченнi будови сонячноi корони i ii зв'язки з iншими явищами, що вiдбуваються на Сонцi. Провiдна роль тут належить росiйським астрономам. Вже пiд час затемнення 19 серпня 1887, Смуга якого проходила по нашiй краiнi, експедицii Московськоi обсерваторii в Юр'iвцi (А. А. Бiлопiльський i П. К. Штернберг) вдалося отримати ряд знiмкiв корони.Пiд час цього ж затемнення вiдбулося перше в iсторii науки спостереження повного сонячного затемнення з повiтряноi кулi, на якому пiднявся наш знаменитий учений Д. РЖ. Менделiiв.

Пiд час затемнення 8 серпня 1896 у спостереженнях брали участь такi великi нашi вченi, як А.А. Бiлопiльський, С.К.Костинський, А.П. Ганський, О.А. Баклунд, Ф.Ф. Вiтром i Б.Б. Голiцин. Пiсля цього затемнення А.П. Ганський, вивчивши ряд знiмкiв корони, отриманих пiд час попереднiх затемнень (починаючи з 1860 р.), знайшов чудову залежнiсть форм корони вiд плямовиникною дiяльностi Сонця.

А.А. Бiлопiльський пiдтвердив остаточно зв'язок корональних променiв з протуберанцями. Фотографii корони, отриманi в 1898 р., дали можливiсть зробити першi визначення закону падiння ii яскравостi з вiдстанню вiд сонячного краю.

Багато цiнних результатiв було отримано з спостережень затемнення 30 серпня 1905 А.П. Ганський, вивчивши знiмки, отриманi ним з телефото камерою, прийшов до висновку про залежнiсть форм i напрямки корональних променiв вiд форм перебувають пiд ними протуберанцiв;пiдстави корональних променiв, за висновком Ганського, знаходяться поблизу вiд сонячних плям, хоча i не збiгаються з ними.

Роботи Ганського з вивчення форм корони та ii зв'язку з плямами i протуберанцями були успiшно продовженi радянськими астрономами. Про це докладнiше йтиметься нижче (стор.105), а також у наступному роздiлi.

Розвиток теоретичноi фiзики на початку XX ст. поставило перед спостерiгачами затемнень нову проблему.

Ще в 1911 р. Ейнштейн висловив припущення, що промiнь свiтла, проходячи поблизу тiла великоi маси, викривляi свiй шлях, як якщо б вiн притягувався цим тiлом.Пiзнiше Ейнштейну вдалося обчислити величину цього викривлення в залежностi вiд вiдстанi променя вiд тiла i величини його маси.У застосуваннi до Сонця - iдиноi досить великiй масi в сонячнiй системi, за якоi це викривлення досягаi помiтною величини, вiдхилення променя, що йде по дотичнiй до сонячноi поверхнi, згiдно теорii маi скласти Г ', 75.Цей "ефект Ейнштейна" можна помiтити тiльки пiд час повного сонячного затемнення, коли поруч iз Сонцем бувають виднi зiрки, свiтло вiд яких проходить повз Сонця близько до його поверхнi.Такi зiрки повиннi здаватися нам через викривлення променя свiтла змiщеними зi своiх звичайних положень у бiк вiд сонячного краю, причому величина змiщення повинна бути обернено пропорцiйна мабуть кутовiй вiдстанi зiрки вiд центру Сонця, досягаючи на самому краю сонячного диска 1 ", 75.

Перша ж спроба поспостерiгати це здаiться зсув виявилася вдалою: двi експедицii отримали пiд час затемнення 1919 величину зсуву, майже в точностi збiгаiться з передбаченою Ейнштейном. Пiдтвердилася величина змiщення спостереженнями i пiд час затемнення 1922Проте експедицiя Потсдамськоi астрофiзичноi обсерваторii, яка спостерiгала затемнення 1929 р. на о. Суматра i застосовувала бiльш удосконаленi методи i iнструменти, знайшла, що величина зсуву на сонячному краю становить 2 ", 2, т. е. помiтно бiльше теоретичноi.

Новi спостереження ефекту Ейнштейна, що здiйснюються пiд час затемнення 19 червня 1936 А.А. Михайловим, дали ще бiльшу величину - 2 ", 7. Цi розбiжностi даних спостережень i теорii вимагають додаткових дослiджень.

Але головна увага астрономiв при спостереженнях затемнень продовжував привертати питання про фiзичну природу зовнiшнiх оболонок Сонця.

У 1913 р. в спектрi хромосфери були виявленi лiнii iонiзованого гелiю. На присутнiсть значноi кiлькостi iонiзованих атомiв рiзних хiмiчних елементiв вказували й iншi спостереження. Треба було знайти теоретичне пояснення цих результатiв.

У 1920 р. iндуський фiзик Саха розробив теорiю iонiзацii, справедливу однак лише в припущеннi, що речовина Сонця знаходиться в так званому термодинамiчнiй рiвновазi (як газ в замкнутому посудинi). Однак для сонячноi атмосфери ця умова не дотримуiться, i застосовувати теорiю Саха тут не можна. Цiлий ряд спостережних i теоретичних робiт наступних рокiв був направлений до з'ясування фiзичних умов, якi панують у звертаiмо шарi, хромосферi i коронi.

Температура звертаi шару була отримана багатьма астрономами за визначеннями iнтенсивностi i ширини фраунгоферових лiнiй i виявилася рiвною 4300 В°, тобто значно нижче температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р. були знайденi бiльш високi значення температури - до 12000 В°, 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 пояснюiться 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 випливаi, однак, що корона "гаряче" Сонця, як деякi уявляють собi, так як в розрiдженому електронному газi звичайне поняття температури втрачаi 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 з'являються, посилюючись з вiддаленням вiд краю Сонця. Це показуi, що природа зовнiшньоi корони iнша, i ii свiтiння викликаiться 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 зв'язок 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 маi мiсце при так званих "заборонених" переходах атомiв з одного стану в iнший - переходах, можливих лише за особливих умов. Але саме цi умови i мають мiсце 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 викликаiться ударами електронiв. РЖонiзацiя ж атомiв гелiю (в хромосферi) викликаiться, 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 пояснюi збудженням власних коливань електронiв потоками заряджених частинок (корпускул), що викидаються при виверженнях на поверхнi Сонця.

У 1947 р.з'явилася робота ван де Полотна, в якiй вiн справив детальне дослiдження природи пиловоi складовоi корони i показав, що вона не маi безпосереднього зв'язку з самим Сонцем, а викликаiться диффракции свiтла Сонця на пилових частинках, що заповнюють мiжпланетний простiр.Таким чином, ван де Полотно пiдтвердив думку акад. В.Г. Фесенкова про зв'язок корони з метеорноi матерiiю мiжпланетного простору, що викликаi 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 мiсце в теоретичних та наглядових дослiдженнях зовнiшнiх оболонок Сонця i вiдбуваються там процесiв. Радянськi вченi виробляють критичний перегляд колишнiх робiт i висувають новi проблеми для майбутнiх дослiджень.Цi проблеми були покладенi в основу робiт пiд час затемнення 30 червня 1954 р, яке спостерiгаiться в Украiнi.

Цi ж i схожi методи лягли в основу сучасних цiльових (тобто, переслiдують певну мету) спостережень сонячних затемнень, зокрема спостережень чоток Бейлi (Baley's bead phenomena), проведеними групою американських астрономiв на чолi з Дейвiдом Данхемом (David W.Dunham) в 1980-2000 роках. Спостереження чоток Бейлi дозволили дуже непогано вивчити рельiф крайових зон Мiсяця, що важливо для майбутнiх дослiджень природного супутника Землi за допомогою космiчних апаратiв.

Сучаснi спостереження вiдрiзняються вiд спостережень 300-рiчноi давностi лише технологiями i високою точнiстю.Наприклад, з 2001 року професiйнi спостерiгачi вiдмовилися вiд вiзуальних спостережень як таких зважаючи на iх зниженою точностi, на користь спостережень з ПЗЗ-матрицями i камкодерах рiзних модифiкацiй.

Крiм усього, на початку ХХI столiття широко багатьма космiчними краiнами практикуються спостереження сонячних затемнень з реактивних лiтакiв i високих геостацiонарних орбiт.Особливу увагу придiляiться спостереженнями сонячноi корони пiд час повних затемнень без врахування впливу земноi атмосфери, що дуже важливо для вивчення як самоi структури корони, так i для багатьох iнших цiлей.

Лiтература

А.А. Михайлов. Сонячнi затемнення та iх спостереження. М., 1954.

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Атомы и молекулы

Биология в школе, наука и идеология