Целевые наблюдения солнечных затмений (ХVIII-XXI века)

Страница 2

А.А. Белопольский подтвердил окончательно связь корональных лучей с протуберанцами. Фотографии короны, полученные в 1898 г., дали возможность произвести первые определения закона падения её яркости с расстоянием от солнечного края.

Много ценных результатов было получено из наблюдений затмения 30 августа 1905 г. А.П. Ганский, изучив снимки, полученные им с длиннофокусной камерой, пришёл к выводу о зависимости форм и направления корональних лучей от форм находящихся под ними протуберанцев; основания корональных лучей, по выводу Ганского, находятся вблизи от солнечных пятен, хотя и не совпадают с ними.

Работы Ганского по изучению форм короны и её связи с пятнами и протуберанцами были успешно продолжены советскими астрономами. Об этом подробнее будет рассказано ниже (стр. 105), а также в следующей главе.

Развитие теоретической физики в начале XX в. поставило перед наблюдателями затмений новую проблему.

Ещё в 1911 г. Эйнштейн высказал предположение, что луч света, проходя вблизи тела большой массы, искривляет свой путь, как если бы он притягивался этим телом. Позднее Эйнштейну удалось вычислить величину этого искривления в зависимости от расстояния луча от тела и величины его массы. В применении к Солнцу — единственной достаточно большой массе в солнечной системе, около которой это искривление достигает заметной величины, отклонение луча, идущего по касательной к солнечной поверхности, согласно теории должно составить Г',75. Этот «эффект Эйнштейна» можно подметить только во время полного солнечного затмения, когда рядом с Солнцем бывают видны звёзды, свет от которых проходит мимо Солнца близко к его поверхности. Такие звёзды должны казаться нам из-за искривления луча света смещёнными со своих обычных положений в сторону от солнечного края, причём величина смещения должна быть обратно пропорциональна видимому угловому расстоянию звезды от центра Солнца, достигая на самом краю солнечного диска 1",75.

Первая же попытка пронаблюдать это кажущееся смещение оказалась удачной: две экспедиции получили во время затмения 1919 г. величину смещения, почти в точности совпадающую с предсказанной Эйнштейном. Подтвердилась величина смещения наблюдениями и во время затмения 1922 г. Однако экспедиция Потсдамской астрофизической обсерватории, наблюдавшая затмение 1929 г. на о. Суматра и применявшая более усовершенствованные методы и инструменты, нашла, что величина смещения на солнечном краю составляет 2",2, т. е. заметно больше теоретической.

Новые наблюдения эффекта Эйнштейна, произведённые во время затмения 19 июня 1936 г. А.А. Михайловым, дали ещё большую величину — 2",7. Эти расхождения данных наблюдений и теории требуют дополнительных исследований.

Но главное внимание астрономов при наблюдениях затмений продолжал привлекать вопрос о физической природе внешних оболочек Солнца.

В 1913 г. в спектре хромосферы были обнаружены линии ионизованного гелия. На присутствие значительного количества ионизованных атомов различных химических элементов указывали и другие наблюдения. Надо было найти теоретическое объяснение этих результатов.

В 1920 г. индусский физик Саха разработал теорию ионизации, справедливую однако лишь в предположении, что вещество Солнца находится в так называемом термодинамическом равновесии (как газ в замкнутом сосуде). Однако для солнечной атмосферы это условие не соблюдается, и применять теорию Саха здесь нельзя. Целый ряд наблюдательных и теоретических работ последующих лет был направлен к выяснению физических условий, господствующих в обращающем слое, хромосфере и короне.

Температура обращающего слоя была получена многими астрономами по определениям интенсивности и ширины фраунгоферовых линий и оказалась равной 4300°, т. е. значительно ниже температуры фотосферы. Наоборот, для хромосферы в 1932 г. были найдены более высокие значения температуры — до 12000°, что говорило о большой скорости теплового движения её частиц. Однако ещё большие значения скоростей частиц были найдены для солнечной короны.

Как известно, спектр внутренней короны — непрерывный, без фраунгоферовых линий, но с выступающими на его фоне яркими линиями. Такой характер спектра хорошо объясняется рассеянием солнечного света свободными электронами, находящимися в постоянном движении с огромными скоростями (около 400 км/сек). Такие скорости движения частиц соответствуют весьма высоким кинетическим температурам (сотни тысяч градусов). Из этого не следует, однако, что корона «горячее» Солнца, как некоторые представляют себе, так как в разрежённом электронном газе обычное понятие температуры теряет смысл. Высокие скорости частиц приводят, по принципу Допплера, к смещению излучаемых длин волн к красному и фиолетовому концу спектра, благодаря чему фраунгоферовы линии «замываются». Однако в спектре внешней короны эти линии появляются, усиливаясь с удалением от края Солнца. Это показывает, что природа внешней короны иная, и её свечение вызывается рассеянием света крупными частицами.

В 1934 г. Гротриан сделал попытку разделить корональное свечение на две составляющие: электронную и пылевую, используя спектрофотометрические и поляризационные наблюдения. Представление о наличии этих двух видов частиц в короне держалось в науке до 1947 г.

В 1930 г. Лио нашёл, наконец, способ наблюдать и фотографировать корону вне затмения, устранив рассеяние света в приборе и расположив его на высоте 2800 м, на горе Пик дю Миди в Пиренеях. Спектр короны им был прослежен до 4' от края Солнца, степень поляризации — до 6'. Точные измерения длин волн и ширины ярких линий выявили факт вращения короны со скоростью около 2 км/сек у поверхности Солнца.

Прекрасно организованные наблюдения затмения 19 июня 1936 г. шестью советскими экспедициями со стандартными коронографами (стр. 117—118) позволили проследить изменения в короне и хромосфере за 2 часа, пока лунная тень пересекала весь Советский Союз. Были окончательно установлены наличие вращения короны и быстрая изменяемость волокон хромосферы, а также детально исследованы структура короны и связь корональных образований с протуберанцами, пятнами и т. д. (Е. Я. Бугославская, С. К. Всехсвятский, А. Н. Дейч).

В 1941 г. была, наконец, разгадана природа ярких корональных линий. Как показал Эдлен, они вызываются свечением многократно ионизованных атомов железа, никеля, аргона и кальция. Такое свечение имеет место при так называемых «запрещённых» переходах атомов из одного состояния в другое — переходах, возможных лишь при особых условиях. Но именно эти условия и имеют место в короне. А.А. Калиняк по наблюдениям 1941 г. измерил ширину ярких линий короны, снова получив большие значения скоростей и кинетических температур. Во время затмения 21 сентября 1941 г. Д. Я. Мартынов получил спектр хромосферы и по интенсивности линий спектра нашёл количество атомов водорода и гелия у основания протуберанцев. Определение интенсивности многих хромосферних линий было произведено также В.П. Вязаницыным, который получил картину понижения плотности с высотой для водорода, гелия, ионизованного кальция, магния и стронция.

Теоретическое изучение физических условий в короне и хромосфере было успешно проведено московским астрономом И. С. Шкловским. Он показал прежде всего полную неприменимость формулы ионизации Саха к хромосфере и короне и сложность самого механизма ионизации. Так, ионизация элементов в короне вызывается ударами электронов. Ионизация же атомов гелия (в хромосфере) вызывается, как показал И. С. Шкловский, испусканием короной ультрафиолетового излучения весьма короткой длины волны (меньше 900 А). И.С. Шкловский исследовал также влияние этого излучения на состояние верхних слоев земной атмосферы.

Изучая полученные из наблюдений данные об излучении Солнцем радиоволн (от сантиметровых до десятиметровых), И. С. Шкловский и В. Л. Гинзбург показали в 1946 г., что радиоволны испускаются не поверхностью, а внешними слоями Солнца, причём сантиметровые волны излучаются главным образом хромосферой, а десятиметровые — солнечной короной. Наблюдаемые временами резкие усиления радиоизлучения Солнца Шкловский объясняет возбуждением собственных колебаний электронов потоками заряженных частиц (корпускул), выбрасываемых при извержениях на поверхности Солнца.