Курсовая работа: Завдання астрономів під час спостереження сонячних затемнень
3) дослідження фізичного стану речовини в хромосфері і звертаємо шарі і природи їх свічення;
4) вивчення сил, що діють на Сонці.
1. Щоб вивчити, що представляють собою частинки речовини сонячної корони і в якому стані вони знаходяться, треба дослідити, світяться вони розсіяним світлом Сонця або завдяки власному випромінюванню, як залежить розсіювання світла від довжини хвилі, поляризований світло корони і як саме. Багато чого вже відомо, але завдання виконане не повністю, і потрібні подальші спостереження. Для цього проводять спектральні, фотометричні та поляриметричні спостереження.
Тепер відомо, що не в усіх областях корони склад речовини один і той же. Над обуреними, активними областями сонячної поверхні у внутрішній короні спостерігаються власне випромінювання корони (яскраві лінії в спектрі) і відбите - розсіяне світло Сонця (безперервний спектр); в спокійних областях власне випромінювання корони відсутня (так, у спектрі полярних променів корони яскравих ліній немає).
Надзвичайно важливим тому є дослідження спектру корони, що проводиться за допомогою светосильних спектрографів. Під час затемнення 19 червня 1936 радянський астрофізик акад. Г.А. Шайн за допомогою потужних спектрографів отримав прекрасні фотографії спектра корони. Детальне вивчення їх дало Г.А. Шайн можливість визначити точні довжини хвиль багатьох спектральних ліній корони. Останнє є дуже важливим, так як для вирішення питання про природу корональних ліній знання точних довжин хвиль має вирішальне значення. Тільки в самий останній час наука з'ясувала природу більшості корональних ліній.
Проте подальше вивчення цього питання продовжує залишатися однією з важливих і цікавих проблем геліофізики - науки про фізичну природу Сонця.
За своїми спектрограмах Г.А. Шайн вивчив інтенсивність яскравих корональних ліній, в залежності від відстані від краю Сонця. У першу чергу це стосувалося найбільш інтенсивних зеленої лінії з довжиною хвилі 5303 А і червоної лінії з довжиною хвилі 6374 А. Дані Г.А. Шайна дозволили знайти, як розподіляються в короні високоіонізовані атоми, що викликають появу цих корональних ліній.
Безперервний спектр корони може надати відомості про природу частинок, що розсіюють сонячне світло.
Г.А. Шайн виміряв на своїх платівках положення й інтенсивність багатьох фраунгоферових ліній в безперервному спектрі зовнішньої корони.
Багатий спектральний матеріал дали спостереження повного сонячного затемнення 25 лютого 1952 На спектрограмах, отриманих Н. М.Парійським під час цього затемнення зі світлосильним спектрографом оригінальної конструкції, ясно виявляється відмінність спектру корони над спокійними і збудженими областями сонячної поверхні.
У питанні про фізичний стан речовини сонячної корони і природу її світіння ще багато нез'ясованого. Які, наприклад, умови іонізації речовини і яка ступінь іонізації в різних областях корони і на різній висоті? Ширина і контури спектральних ліній вказують на умови світіння. Тут особливо важливо проводити дослідження для певних областей корони, так як над обуреними і над областями сонячної поверхні умови світіння корональної речовини різні.
Важливе питання про поляризацію світла сонячної корони вивчався під час затемнень 1936, 1941 і 1952 рр. експедиціями Абастуманській обсерваторії. Ці спостереження показують, що найбільша ступінь поляризації світла корони відповідає потужним корональних потоків над протуберанцями (так званим шоломів 1-го типу).В інших областях ступінь поляризації світла близько 50% і менше і не залежить від довжини хвилі, що відповідає розсіювання світла вільними електронами.
Посилення безперервного спектру в окремих областях і дані поляриметричних спостережень свідчать про велику кількість вільних електронів у внутрішній короні.
Що стосується пилоподібних речовини, що виробляє фраунгоферові лінії в спектрі корони, то воно, за останніми даними, не належить самому Сонцю, а заповнює всі міжпланетний простір. Проте це питання вимагає подальшого уточнення.
Цікаво отримати сумарний спектр кільцевих зон, відповідних внутрішньої, середньої і зовнішньої короні. Підкреслюємо, що в даний час важливо дослідити природу речовини окремих ділянок сонячної корони.
Дуже цікаве питання про перехід хромосферного речовини, зокрема хмар-протуберанців, в корональної речовини; іноді викинутий протуберанець розпадається - дисіпує, переходячи в корональної речовини, а іноді викинута маса, не падаючи назад і не дисіпуючись, просто перестає світитися і стає ледь помітною або зовсім зникає. Які причини цього явища?
Нарешті, в короні були виявлені темні промені, які не світяться 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 об'єктивом 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 з'єднані 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.