Реферати українською » Авиация и космонавтика » Цільові спостереження сонячних затемнень (ХVIII-XXI століття)


Реферат Цільові спостереження сонячних затемнень (ХVIII-XXI століття)

Страница 1 из 2 | Следующая страница

>РЕФЕРАТ НА ТЕМУ:

Цільові спостереження сонячних затемнень (>ХVIII-XXI століття)


Попри глибоке враження, продуковане на людську свідомість повними сонячними затьмареннями, до порівняно недавнього часу спостереженню їх приділялося, власне, справжнього наукового уваги. Аж по середини ХІХ століття спостереження сонячних затемнень продовжували носити практично лише сутоастрометрический характер — як перевірки усе ще недостатньо розробленої теорії руху Місяця (тоді вивчення руху Місяця створювалося практичними потребами) й у визначення географічних довгот пунктів земної поверхні. Явищам, супроводжувачем сонячне затемнення, довго значною мірою приписували не астрономічний, а метеорологічний чи оптичний до того ж нерідко випадковий. Тут відігравало також роль щодо пізніше розвиток астрофізики.

З збережених даних про спостереженнях старих затемнень усе ж таки є такі, які у світлі сучасної науки можна розшифрувати як фізичні спостереження, саме спостереження корони, її форми і протуберанців. Більше наукові описи корони дали Кеплер (1605 р.) і Кассіні (1706 р.), причому останній навів досить цікаве на той час що цього явища,недалекое від сучасного. Перші певні свідчення про спостереження хромосфери при затьмаренні Сонця було даноСтеннианом в 1706 р. іГалилеем в 1715 р. Перше науково докладне опис протуберанців належитьВассениусу,наблюдавшему затемнення 1733 р.

Але ці спостереження носили сутнісно випадковий. Питання організованому виробництві спостережень і більше про спорядженні спеціальних експедицій довгий час не ставився, на противагу, наприклад, спостереженню проходження Венери по диску Сонця, якого вже у середині XVIII в. організовувалися спеціальні складні експедиції1). Порівняно з цим організовані спостереження сонячних затемнень запізнилися на сім-вісім десятиліть.

Поштовх у цьому напрямі дали спостереження затемнення 1836 р., колиБели детально, хоч і без будь-яких інших інструментальних коштів, крім телескопа, спостерігав явища, супроводжують затемнення (зокрема, відомі «>четкиБели»). У цьому ж затьмаренні була перша спроба аналізу світла корони і протуберанців з допомогою поки недосконалого спектроскопа.

Ці спостереження служили хіба що підготовкою до спостережень наступного затемнення 1842 р. та з'ясували необхідні об'єкти спостереження при затьмаренні.

Затьмарення 1842 р. було з суті першим, яке спостерігалося в організованому порядку. Були споряджені спеціальні експедиції, у яких взяли участь найвизначніші астрономи і фізики на той час — Про. Струве,Эри,Бели, Араго та інших. Це затемнення спостерігалося й у нашій країні (Про. Струве й О.Шидловским). Усі явища були точно зафіксовано описані. Проте фізичне тлумачення спостережень залишалося у початковій стадії розвитку, і не вдалося порозмовляти з визначеністю встановити, чи належить та чи інша що простежувалася деталь Сонцю чи Місяці чи є інше походження. Зробити це випало частку наступних експедицій, коли було розроблена відповідна методику та ввели нові засоби спостережень.

Для спостереження повного сонячного затемнення 28 липня 1851 р. Російська Академія наук направила експедицію вЛомжу на чолі з Про. У. Струве. З своїх спостережень Про. У. Струве дійшов висновку, що протуберанці є виступами на Сонце, бо за переміщенні Місяця вони з одного боку ховалися її диском, з другого боку з'являлися. Такий висновок був остаточноподтвержден при спостереженнях затемнення 18 липня 1860 р., вироблялипулковскими астрономами Про. У. Струве іВиннеке.

З 1860 р. починається застосування фотографії до нагляду затемнень.Фотографирование затемнень показало ще більшої очевидністю, що протуберанці і корона належать Сонцю, а чи не Місяці і представляють явищ оптичних.

Найбільш знаменною фактом у розвитку фізичних досліджень сонячних затемнень представляється, звісно, застосування спектрального аналізу. Це було профінансовано котрі за спостереженні затемнення таки в Індії в 1868 р.Жансеном та інших. Спостереження спектра протуберанців відразу ж потрапляє дозволили визначити їх хімічний склад. Але, крім того, спектральні спостереження протуберанців наштовхнулиЖансена для відкриття величезної ваги — можливість спостереження протуберанців поза затемнення. Коли наступного ранку він поставив щілину свого спектроскопа те місце на краю сонячного диска, де під час затемнення був найяскравіший протуберанець, він побачив самі яскраві лінії зміг визначити їх довжини хвиль.Перемещая злегка щілину,Жанеен простежив у червоній водневої лінії контури всього протуберанця. У той самий час у інший точці земної кулі при цьому відкриттю, але з засад спектроскопії, прийшовЛокиер.

Застосування спектрального аналізу під час наступного затемнення в 1869 р. призвело до відкриттю зеленої лінії випромінювання корони. Проте приналежність лінії саме до короні було встановлено остаточно лише у 1898 р. З цією лінії, як згодом і для інших лінійкорани, не таки вдавалося встановити їх приналежність жодному з відомих Землі елементів, і вони були приписані гіпотетичному «>коронию». Під час затемнень 1870и.1872 рр. спектральний аналіз широко застосовувався багатьма астрономами. Зокрема, в 1870 р. Юнгом вперше спостерігався спектр спалахи, отже відкрили шар, даєфраунгоферови лінії в спектрі Сонця. Нарешті, перші спроби фотографування спектра зроблено 1875 р., а в 1878 р. Спектр хромосфери (спалахи) був сфотографований вперше під час затемнення 1896 р. При спостереженнях затемнення 1898 р. таки в Індії були вже отримані дуже гарні знімки спектра спалахи, які послужили, крім рішення низки астрофізичних питань, до вивчення спектра водню.

У 1905 р. з допомогою увігнутимдиффракционной ґрати отримано прекрасні знімки спектра спалахи. Тоді вдалося отримати знімки спектра сонячного краю і обертаючого шару в одній й тієї платівці, повільнопередвигавшейся у бік, перпендикулярному до спектру (рис. 26)f Вивчення цієї статті, яке тривало кілька років, дозволило визначити абсолютне зміст різних хімічних елементів вобращающем прошарку й число атомів різних газів над 1 кв. див фотосфери. У 1914 р. вже отримано з допомогоюдиффракционной ґрати перші знімки спектра хромосфери поза затемнення, але з своєї наукової цінності вони значно поступаються знімками під час затемнень.

Поруч із успіхами спектральних досліджень, у роки досягнуто неабиякі успіхи до вивчення будівлі сонячної корони і її зв'язки з іншими явищами, що відбуваються на Сонце. Провідна роль тут належить російським астрономам. Вже під час затемнення 19 серпня 1887 р., смуга якого проходила нашою ж країною, експедиції Московської обсерваторії в Юр'євці (А.А.Белопольский іП.К. Штернберг) удалося одержати ряд знімків корони. Під час цього ж затемнення відбулася перша історія науки спостереження повного сонячного затемнення з повітряної кулі, у якому піднявся наш знаменитий учений Д. І. Менделєєв.

Під час затемнення 8 серпня 1896 р. у спостереженнях брали участь такі великі наші вчені, як А.А.Белопольский, С.К.Костинский, О.П.Ганский,О.А.Баклунд,Ф.Ф.Витрам іБ.Б. Голіцин. Після цього затемнення О.П.Ганский, вивчивши ряд знімків корони, здобутих під час колишніх затемнень (починаючи з 1860 р.), знайшов чудову залежність форм корони відпятнообразовательной діяльності Сонця.

А.А.Белопольский підтвердив остаточно зв'язок корональних променів з протуберанцями. Фотографії корони, отримані 1898 р., дозволили зробити перші визначення закону падіння її яскравості з відстанню від сонячного краю.

Багато цінних результатів отримали з спостережень затемнення 30 серпня 1905 р. О.П.Ганский, вивчивши знімки, завдані здлиннофокусной камерою, дійшов висновку про залежності форм та напрями >корональних променів від форм які перебувають під ними протуберанців; підстави корональних променів, з виведення Ганського, містяться неподалік від сонячних плям, хоча й збігаються із нею.

Роботи Ганського з вивчення форм корони і її зв'язки Польщі з плямами і протуберанцями були успішно продовжені радянськими астрономами. Про це докладніше йтиметься нижче (стор. 105), соціальній та наступному розділі.

Розвиток теоретичної фізики на початку XX в. поставило перед спостерігачами затемнень труднощі.

Ще 1911 р. Ейнштейн висловив припущення, що промінь світла, проходячи поблизу тіла великий маси, викривляє свій шлях, коли б він притягувався цим тілом. Пізніше Ейнштейну вдалося обчислити величину цього викривлення залежно від відстані променя від тіла, і величини його маси. У застосування до Сонцю — єдиною досить великий масі в сонячної системі, близько якій це викривлення сягає помітної величини, відхилення променя, йде дотично до сонячної поверхні, відповідно до теорії має становитиГ',75. Цей «ефект Ейнштейна» можна підмітити лише під час повного сонячного затемнення, коли із Сонцем бувають видно зірки, світ котрих проходить повз Сонця близько для її поверхні. Такі зірки повинні здаватися нам через викривлення променя світласмещенними із своїх звичайних положень вбік від сонячного краю, причому величина усунення мусить бути зворотно пропорційна видимому кутовому відстані зірки від центру Сонця, досягаючи на краю сонячного диска 1",75.

Перша ж спроба підгледіти це позірна усунення виявилася менш вдалою: дві експедиції одержав у час затемнення 1919 р. величину усунення, майже точності збігається з пророкованої Ейнштейном. Підтвердилася величина усунення спостереженнями і під час затемнення 1922 р. Проте експедиціяПотсдамской астрофізичної обсерваторії, спостерігала затемнення 1929 р. на про. Суматра іприменявшая більш удосконалені методи лікування й інструменти, знайшла, що обсяг усунення сонячному краю становить 2",2, т. е. помітно більше теоретичної.

Нові спостереження ефекту Ейнштейна, виготовлені під час затемнення 19 червня 1936 р. А.А. Михайловим, дали ще велику величину — 2",7. Ці розбіжності даних спостережень і теорії вимагають додаткових досліджень.

Але головну увагу астрономів при спостереженнях затемнень продовжував залучати питання фізичну природу зовнішніх оболонок Сонця.

У 1913 р. в спектрі хромосфери знайшли лініїионизованного гелію. На присутність значної кількостіионизованних атомів різних хімічних елементів вказували та 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 перебуває у так званомутермодинамическом рівновазі (як газ замкнутому посудині). Проте задля сонячної атмосфери це основна умова порушується, і застосовувати теорію Саха тут не можна. Багато спостережних і теоретичних робіт наступних років було спрямований до з'ясування фізичних умов, які панують уобращающем шарі,хромосфере і короні.

Температура обертаючого шару отримали багатьма астрономами по визначень інтенсивності і ширинифраунгоферових ліній і виявилася зовсім рівної 4300°, т. е. значно нижчі від температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р. знайшли вищі значення температури — до 12000°, що говорило про великий швидкості теплового руху її частинок. Проте ще великі значення швидкостей частинок знайшли для сонячної корони.

Як відомо, спектр внутрішньої корони — безперервний, безфраунгоферових ліній, але з виступаючими з його тлі яскравими лініями. Такий характер спектра пояснено розсіюванням сонячного світла вільними електронами, які у постійному русі із величезними швидкостями (близько 400км/сек). Такі швидкість руху частинок відповідають дуже високим кінетичним температур (сотні тисяч градусів). На цьому годі було, проте, що корона «гаряче» Сонця, як уявляють собі, позаяк уразреженном електронному газі звичайне поняття температури утрачає будь-який сенс. Високі швидкості частинок наводять, за принципомДопплера, до зрушення випромінюваних довжин хвиль до червоного і фіолетовому кінцю спектра, завдяки чомуфраунгоферови лінії «>замиваются». Однак у спектрі зовнішньої корони ці лінії з'являються, посилюючись з видаленням від краю Сонця. Це свідчить, що природа зовнішньої корони інша, і її світіння викликається розсіюванням світла великими частинками.

У 1934 р.Гротриан спробував розділити корональне світіння на дві складові: електронну і пилову, використовуючиспектрофотометрические і поляризаційні спостереження. Ставлення до наявності цих два види частинок в короні трималося у науці до 1947 р.

У 1930 р.Лио знайшов, нарешті, спосіб бачити й фотографувати корону поза затемнення, усунувши розсіювання світла приладі і розмістивши його за висоті 2800 м, на горі Пік дюМиди в Піренеях. Спектр корони ним було простежений до запланованих 4' від краю Сонця, ступінь поляризації — до 6'. Точні виміру довжин хвиль і ширини яскравих ліній виявили факт обертання корони зі швидкістю близько двохкм/сек у поверхні Сонця.

Чудово організовані спостереження затемнення 19 червня 1936 р. шістьма радянськими експедиціями зі стандартнимикоронографами (стор. 117—118) дозволили простежити зміни у короні іхромосфере за 2 години, поки місячна тіньпересекала весь Союз. Були остаточно встановлено наявність обертання корони і швидка змінюваність волокон хромосфери, і навіть детально досліджені структура корони і зв'язок корональних утворень з протуберанцями, плямами тощо. буд. (Є. Я.Бугославская, З. До. Всехсвятський, А. М. Дейч).

У 1941 р. була, нарешті, розгадана природа яскравих корональних ліній. Як показавЭдлен, вони викликаються світінням багаторазовоионизованних атомів заліза, нікелю, аргону і кальцію. Таке світіння має місце при про «заборонених» переходах атомів вже з стану до іншого — переходах, можливих лише за особливі умови. Але саме ця умови і мають місце у короні. А.А.Калиняк за спостереженнями 1941 р. поміряв ширину яскравих ліній корони, знову отримавши великі значення швидкостей і кінетичних температур. Під час затемнення 21 вересня 1941 р. Д. Я. Мартинов отримав спектр хромосфери і з інтенсивності ліній спектра знайшов кількість атомів водню і гелію біля підніжжя протуберанців. Визначення інтенсивності багатьоххромосферних ліній було виконано також В.П.Вязанициним, який одержав картину зниження щільності з висотою для водню, гелію,ионизованного кальцію, магнію зі стронцієм.

Теоретичне вивчення фізичних умов у короні іхромосфере було успішно проведено московським астрономом І. З.Шкловским. Він довів передусім повну незастосовність формули іонізації Саха дохромосфере і короні і складність самого механізму іонізації. Так, іонізація елементів в короні викликається ударами електронів.Ионизация ж атомів гелію (вхромосфере) викликається, як засвідчило І. З. Шкловський,испусканием короною ультрафіолетового проміння дуже короткій довжини

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Схожі реферати:

  • Реферат на тему: Чорні діри
    Ознайомлення з історією відкриття, особливостями формування, властивостями (масивність,
  • Реферат на тему: Чорні діри: об'єкти космічних досліджень
    МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ РЕСПУБЛІКИ БІЛОРУСЬ Заснування освіти «БРЕСТСЬКИЙ ДЕРЖАВНИЙ УНІВЕРСИТЕТ ІМЕНІ
  • Реферат на тему: Чорні дірі
    >Реферат «>Чорні >діри» >Зміст >Вступ 1. Структура >чорної >діри 2. >Випромінювання >чорної >діри
  • Реферат на тему: Надзвичайні ситуації космічного характеру
    >Реферат тема: Надзвичайні ситуації космічного характеру. Зміст   1. Погрози з космосу 2.
  • Реферат на тему: Що таке Вальхалла
    Що таке >Вальхалла? /дослідження супутника Юпітера космічними апаратами/ Близько ми з

Навігація