Незважаючи на глибоке враження, вироблене на людську свідомість повними сонячними затемненнями, до порівняно недавнього часу спостереження їх не приділялося, власне, цього наукового уваги.Аж до середини XIX століття спостереження сонячних затемнень продовжували носити майже тільки чисто астрометричних характер - як засіб перевірки все ще недостатньо розробленої теорії руху Місяця (у той час вивчення руху Місяця викликалося практичними потребами) і для визначеннягеографічних довгот пунктів земної поверхні.Явищам, супроводжуючим сонячне затемнення, довго значною мірою приписують не астрономічний, а метеорологічний або оптичний і притому нерідко випадковий характер. Тут відігравало також роль щодо пізніше розвиток астрофізики.
З збережених даних про спостереження старих затемнень все-таки є такі, які у світлі сучасної науки можна розшифрувати як фізичні спостереження, саме спостереження корони, її форми і протуберанців. Більш наукові описи корони дали Кеплер (1605 р.) і Кассіні (1706), Причому останній навів досить цікаве з того часу пояснення цього явища, недалеке від сучасного. Перші певні вказівки на спостереження хромосфери при затемненні Сонця були дані Стенніаном в 1706 р. і Галілеєм в 1715 р.Перше науково докладне опис протуберанців належить Вассеніусу, що спостерігав затемнення 1733
Але всі ці спостереження носили по суті випадковий характер.Питання про організоване виробництва спостережень і тим більше про спорядження спеціальних експедицій довгий час абсолютно не ставилося, на противагу, наприклад, спостереження проходження Венери по диску Сонця, для якого вже в середині XVIII ст.організовувалися спеціальні та складні експедіціі1). У порівнянні з цим організовані спостереження сонячних затемнень запізнилися на сім-вісім десятків років.
Поштовх в цьому напрямку дали спостереження затемнення 1836, Коли Белі детально, хоча і без жодних інших інструментальних засобів, крім телескопа, спостерігав явища, що супроводжують затемнення (зокрема,відомі "чотки Белі"). При цьому ж затьмаренні була зроблена перша спроба аналізу світла корони і протуберанців з допомогою поки недосконалого спектроскопа.
Ці спостереження служили як би підготовкою до спостережень наступного затемнення 1842 і з'ясували необхідні об'єкти спостереження при затемненні.
Возможно вы искали - Реферат: Що таке зірки
Затемнення 1842 було по суті першим, яке спостерігалося в організованому порядку.Були споряджені спеціальні експедиції, в яких взяли участь найвизначніші астрономи і фізики того часу - О. Струве, Ері, Белі, Араго і ін Це затемнення спостерігалося і в нашій країні (О. Струве та О. Шидловський). Всі явища були точно зафіксовані й описані.Однак фізичне тлумачення спостережень залишалося в початковій стадії розвитку, і ще не вдалося з певністю встановити, чи належить та чи інша спостерігалася деталь Сонця чи Місяці або ж має інше походження. Зробити це випало на долю наступних експедицій, коли була розроблена відповідна методика і були введені нові засоби спостережень.
Для спостереження повного сонячного затемнення 28 липня 1851 Російська Академія наук направила експедицію в Ломжа на чолі з О. В. Струве.Зі своїх спостережень О. В. Струве зробив висновок, що протуберанці є виступами на Сонце, так як при переміщенні Місяця вони з одного боку ховалися за її диском, а з іншого боку з'являлися. Цей висновок був остаточно підтверджений при спостереженнях затемнення 18 липня 1860, Що виготовлялися Пулковским астрономами О. В. Струве та Віннеке.
З 1860 р. починається застосування фотографії до спостереження затемнень. Фотографування затемнень показало з ще більшою очевидністю, що протуберанці і корона належать Сонця, а не Місяці і не представляють явищ оптичних.
Найбільш знаменною фактом у розвитку фізичних досліджень сонячних затемнень здається, звісно, застосування спектрального аналізу. Це було здійснено вперше при спостереженні затемнення в Індії в 1868 р. Жансеном та інСпостереження спектру протуберанців відразу ж дозволили визначити їхній хімічний склад. Але, крім цього, спектральні спостереження протуберанців наштовхнули Жансена на відкриття величезної важливості - можливість спостереження протуберанців поза затемненням. Коли на наступний ранок він поставив щілину свого спектроскопа на те місце біля краю сонячного диска, де під час затемнення був найбільш яскравий протуберанець, то він побачив ті ж яскраві лінії і зміг визначити їх довжини хвиль. Переміщуючи злегка щілину, Жане простежив в червоній водневої лінії контури всього протуберанця. У той же час в іншій точці земної кулі до того ж відкриття, але виходячи з основних положень спектроскопії, прийшов Локіер.
Застосування спектрального аналізу під час наступного затемнення в 1869 р. призвело до відкриття зеленої лінії випромінювання корони. Однак приналежність цієї лінії саме до корони була встановлена остаточно тільки в 1898 р. Для цієї лінії, як згодом і для ряду інших ліній Корану, не вдавалося встановити їх приналежність жодному з відомих на Землі елементів, і вони були приписані гіпотетичному "корони". Під час затемнень 1870 і.1872 рр.. спектральний аналіз широко застосовувався багатьма астрономами. Зокрема, в 1870 р. Юнгом вперше спостерігався спектр спалаху, і таким чином був відкритий шар, що дає фраунгоферові лінії у спектрі Сонця. Нарешті, перші спроби фотографування спектру були зроблені в 1875 р., а потім в 1878 р.Спектр хромосфери (спалаху) був сфотографований вперше під час затемнення 1896 При спостереженнях затемнення 1898 р. в Індії були вже отримані дуже гарні знімки спектру спалаху, послужили, окрім рішення ряду астрофізичних питань, до вивчення спектру водню.
Похожий материал - Курсовая работа: Эволюция Вселенной
У 1905 р. за допомогою увігнутої дифракційної решітки були отримані прекрасні знімки спектру спалаху. Тоді ж вдалося одержати знімки спектру сонячного краю і звертає шару на одній і тій же платівці, повільно пересувається в напрямку, перпендикулярному до спектру (рис.26) f Вивчення цього матеріалу, що тривало кілька років, дало можливість визначити абсолютний вміст різних хімічних елементів у звертаємо шарі і число атомів різних газів над 1 кв. см фотосфери. У 1914 р.вже були отримані за допомогою діффракціонной решітки перші знімки спектру хромосфери поза затемненням, але по своїй науковій цінності вони значно поступаються знімкам під час затемнень.Поряд з успіхами спектральних досліджень в ці роки були досягнуті значні успіхи у вивченні будови сонячної корони і її зв'язки з іншими явищами, що відбуваються на Сонці. Провідна роль тут належить російським астрономам. Вже під час затемнення 19 серпня 1887, Смуга якого проходила по нашій країні, експедиції Московської обсерваторії в Юр'євці (А. А. Білопільський і П. К. Штернберг) вдалося отримати ряд знімків корони.Під час цього ж затемнення відбулося перше в історії науки спостереження повного сонячного затемнення з повітряної кулі, на якому піднявся наш знаменитий учений Д. І. Менделєєв.
Під час затемнення 8 серпня 1896 у спостереженнях брали участь такі великі наші вчені, як А.А. Білопільський, С.К.Костинський, А.П. Ганський, О.А. Баклунд, Ф.Ф. Вітром і Б.Б. Голіцин. Після цього затемнення А.П. Ганський, вивчивши ряд знімків корони, отриманих під час попередніх затемнень (починаючи з 1860 р.), знайшов чудову залежність форм корони від плямовиникною діяльності Сонця.
А.А. Білопільський підтвердив остаточно зв'язок корональних променів з протуберанцями. Фотографії корони, отримані в 1898 р., дали можливість зробити перші визначення закону падіння її яскравості з відстанню від сонячного краю.
Багато цінних результатів було отримано з спостережень затемнення 30 серпня 1905 А.П. Ганський, вивчивши знімки, отримані ним з телефото камерою, прийшов до висновку про залежність форм і напрямки корональних променів від форм перебувають під ними протуберанців;підстави корональних променів, за висновком Ганського, знаходяться поблизу від сонячних плям, хоча і не збігаються з ними.
Очень интересно - Реферат: Походження зірок
Роботи Ганського з вивчення форм корони та її зв'язку з плямами і протуберанцями були успішно продовжені радянськими астрономами. Про це докладніше йтиметься нижче (стор.105), а також у наступному розділі.
Розвиток теоретичної фізики на початку XX ст. поставило перед спостерігачами затемнень нову проблему.
Ще в 1911 р. Ейнштейн висловив припущення, що промінь світла, проходячи поблизу тіла великої маси, викривляє свій шлях, як якщо б він притягувався цим тілом.Пізніше Ейнштейну вдалося обчислити величину цього викривлення в залежності від відстані променя від тіла і величини його маси.У застосуванні до Сонця - єдиної досить великій масі в сонячній системі, за якої це викривлення досягає помітною величини, відхилення променя, що йде по дотичній до сонячної поверхні, згідно теорії має скласти Г ', 75.Цей "ефект Ейнштейна" можна помітити тільки під час повного сонячного затемнення, коли поруч із Сонцем бувають видні зірки, світло від яких проходить повз Сонця близько до його поверхні.Такі зірки повинні здаватися нам через викривлення променя світла зміщеними зі своїх звичайних положень у бік від сонячного краю, причому величина зміщення повинна бути обернено пропорційна мабуть кутовій відстані зірки від центру Сонця, досягаючи на самому краю сонячного диска 1 ", 75.
Перша ж спроба поспостерігати це здається зсув виявилася вдалою: дві експедиції отримали під час затемнення 1919 величину зсуву, майже в точності збігається з передбаченою Ейнштейном. Підтвердилася величина зміщення спостереженнями і під час затемнення 1922Проте експедиція Потсдамської астрофізичної обсерваторії, яка спостерігала затемнення 1929 р. на о. Суматра і застосовувала більш удосконалені методи і інструменти, знайшла, що величина зсуву на сонячному краю становить 2 ", 2, т. е. помітно більше теоретичної.
Нові спостереження ефекту Ейнштейна, що здійснюються під час затемнення 19 червня 1936 А.А. Михайловим, дали ще більшу величину - 2 ", 7. Ці розбіжності даних спостережень і теорії вимагають додаткових досліджень.
Вам будет интересно - Реферат: Звезды: их рождение, жизнь и смерть
Але головна увага астрономів при спостереженнях затемнень продовжував привертати питання про фізичну природу зовнішніх оболонок Сонця.
У 1913 р. в спектрі хромосфери були виявлені лінії іонізованого гелію.На присутність значної кількості іонізованих атомів різних хімічних елементів вказували й інші спостереження. Треба було знайти теоретичне пояснення цих результатів.
У 1920 р.індуський фізик Саха розробив теорію іонізації, справедливу однак лише в припущенні, що речовина Сонця знаходиться в так званому термодинамічній рівновазі (як газ в замкнутому посудині). Однак для сонячної атмосфери ця умова не дотримується, і застосовувати теорію Саха тут не можна.Цілий ряд спостережних і теоретичних робіт наступних років був направлений до з'ясування фізичних умов, які панують у звертаємо шарі, хромосфері і короні.
Температура звертає шару була отримана багатьма астрономами за визначеннями інтенсивності і ширини фраунгоферових ліній і виявилася рівною 4300 °, тобто значно нижче температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р.були знайдені більш високі значення температури - до 12000 °, що говорило про великій швидкості теплового руху її частинок. Однак ще більші значення швидкостей частинок були знайдені для сонячної корони.
Як відомо, спектр внутрішньої корони - безперервний, без фраунгоферових ліній, але з виступаючими на його тлі яскравими лініями. Такий характер спектру добре пояснюється розсіюванням сонячного світла вільними електронами, що знаходяться в постійному русі з величезними швидкостями (близько 400 км / сек).Такі швидкості руху частинок відповідають досить високим кінетичним температур (сотні тисяч градусів). З цього не випливає, однак, що корона "гаряче" Сонця, як деякі уявляють собі, так як в розрідженому електронному газі звичайне поняття температури втрачає сенс.Високі швидкості частинок приводять, за принципом Допплера, до зміщення випромінюваних довжин хвиль до червоного і фіолетового кінця спектра, завдяки чому фраунгоферові лінії "замиваються". Однак у спектрі зовнішньої корони ці лінії з'являються, посилюючись з віддаленням від краю Сонця.Це показує, що природа зовнішньої корони інша, і її світіння викликається розсіюванням світла великими частками.
Похожий материал - Реферат: Тунгусский метеорит
У 1934 р. Гротріан зробив спробу розділити корональні свічення на дві складові: електронну та пилову, використовуючи спектрофотометричні та поляризаційні спостереження.Подання про наявність цих двох видів частинок в короні трималося в науці до 1947 р.
У 1930 р. Ліо знайшов, нарешті, спосіб спостерігати і фотографувати корону поза затемненням, усунувши розсіювання світла в приладі і розташувавши його на висоті 2800 м, на горі Пік дю Міді в Піренеях.Спектр корони їм було простежено до 4 'від краю Сонця, ступінь поляризації - до 6'. Точні виміри довжин хвиль і ширини яскравих ліній виявили факт обертання корони зі швидкістю близько 2 км / сек у поверхні Сонця.
Прекрасно організовані спостереження затемнення 19 червня 1936шістьма радянськими експедиціями зі стандартними коронографа (стор. 117-118) дозволили прослідкувати зміни в короні і хромосфері за 2 години, поки місячна тінь перетинала весь Радянський Союз.Були остаточно встановлені наявність обертання корони і швидка змінюваність волокон хромосфери, а також детально досліджені структура корони і зв'язок корональних утворень з протуберанцями, плямами і т. д. (Є. Я. Бугославского, С. Всехсвятський, А. Н. Дейч) .
У 1941 р.була, нарешті, розгадана природа яскравих корональних ліній. Як показав Едлен, вони викликаються світінням багаторазово іонізованих атомів заліза, нікелю, аргону і кальцію.Таке свічення має місце при так званих "заборонених" переходах атомів з одного стану в інший - переходах, можливих лише за особливих умов. Але саме ці умови і мають місце в короні. А.А. Калиняк за спостереженнями 1941виміряв ширину яскравих ліній корони, знову отримавши великі значення швидкостей і кінетичних температур. Під час затемнення 21 вересня 1941 Д. Я. Мартинов отримав спектр хромосфери і за інтенсивністю ліній спектра знайшов кількість атомів водню і гелію у підстави протуберанців.Визначення інтенсивності багатьох хромосферних ліній було вироблено також В.П. Вязаніциним, який отримав картину зниження щільності з висотою для водню, гелію, іонізованого кальцію, магнію та стронцію.