РЕФЕРАТ НА ТЕМУ:
СОНЯЧНИЙ ті ЗАТЕМНЕННЯ: ПЕРЕВІРКА І УТОЧНЕННЯ ТЕОРІЇ РУХУ МІСЯЦЯ. ФОТОМЕТРІЯ СОНЯЧНОГО СВІТЛА при різних фазах
СПОСТЕРЕЖЕННЯ, ПОВ'ЯЗАНІ З ПЕРЕВІРКОЮ ТЕОРІЇ РУХУ МІСЯЦЯ
Сучасна теорія руху Місяця дозволяє з великою точністю перечислити видиме положення Місяця на небі та умови видимості місячних і сонячних затемнень. Моменти початку і кінця приватного та повного затемнень Сонця предвичіслять з точністю до 1-3 секунд часу, пролягання по земній поверхні смуги повної фази - з точністю до кілометра.
Однак, щоб завжди бути в злагоді з дійсністю, теорія руху Місяця вимагає періодичної її перевірки за спостереженнями. Одним із шляхів такої перевірки і є спостереження сонячних затемнень. Можна запропонувати наступні роботи:
1. Спостереження моментів контактів.
2. Фотографування серпів, тобто приватних фаз затемнення.
3. Визначення меж смуги повної тіні на місцевості.
Всі ці роботи пред'являють відносно високі вимоги до знання моменту спостереження і географічних координат спостерігача. Зробимо деякий розрахунок.
Точність визначення координат на небі повинна бути близько 0 ", 2, точність вимірювань на фотографічній платівці - 0,001 мм. Отже, щоб отримати фотографічні знімки серпів, що забезпечують таку точність вимірювання, потрібно, щоб діаметр d зображення Сонця (Місяця) на платівці був не менш, ніж
де d "О-кутовий діаметр Сонця (Місяця), приблизно рівний 30 'або 1800". Це означає, що знімки серпів потрібно робити за допомогою телескопа з фокусною відстанню не менше метра, поміщаючи фотографічну пластинку у фокусі об'єктива.
Далі, 0 ", 2 на відстані Місяця складає 0,4 км. Отже, неточність у видимому положенні Місяця призведе до помилки в положенні місячної тіні на земній поверхні в 0,4 км (промені Сонця вважаємо паралельними). Швидкість руху Місяця по її орбіті становить 1 км / сек. Звідси в задачі 1-й і 2-й, щоб забезпечити необхідну точність результатів, необхідно момент спостережень відзначити з точністю не менше 0,4 секунди. Географічні координати спостерігача (широта і довгота) повинні бути відомі з точністю до 0 ', 2.
Знання моменту спостереження з точністю до десятих часток секунди (навіть до 0,5 сек.) Можна отримати лише за наявності хронометра з добре відомим ходом, вивченим шляхом прийому радіосигналів часу протягом багатьох днів.
Фіксувати моменти фотографічних знімків з точністю до часток секунди можна, якщо відкривання затвора ("моментального") робити під удари хронометра.
При фотографуванні приватних фаз крім виконання вищевказаних вимог необхідно ще знати орієнтування знімків. Для цього краще за все отримати на платівці напрямок добової паралелі, роблячи два або три знімки на одній платівці при нерухомій трубі.
Для обліку рефракції при подальшій обробці знімків потрібно записати температуру повітря (в тіні) з точністю до 1 ° і показання барометра з точністю до 1 мм.
Подальша обробка знімків має наступні цілі: а) визначення відносного розташування Сонця і Місяця шляхом вимірювання положення лінії, що з'єднує кінці рогів серпа, б) визначення моментів першого і четвертого контактів (початку і кінця часткового затемнення) шляхом вимірювання довжини хорд ущербленной частини сонячного диска на ряді послідовних знімків, близьких за часом до моменту початку і до моменту кінця затемнення. Ця остання завдання може обмежитися меншою точністю вимірювань (порядку кількох сотих часток міліметра). Вимірювання потрібно проводити за допомогою вимірювального мікроскопа, який виготовляється нашою промисловістю для фабрично-заводських лабораторій.
Що стосується спостережень моментів першого і четвертого контактів безпосередньо в телескоп, то точність їх залежить від сили інструменту, від досвідченості та індивідуальних особливостей спостерігача, а тому вони ненадійні.
Другий і третій контакти (початок і кінець повної фази) визначаються значно впевненіше.
Технічно більш простій є робота з визначення меж смуги повної фази, так як вона не вимагає знання самого моменту спостережень, а тільки вміння оцінити інтервал часу (тривалість повної фази) з точністю до 1 / 2 секунди часу.
Робота має масовий характер і може бути проведена силами населення тих селищ, які лежать поблизу кордону смуги тіні.
Для спостережень бажано вибрати рівну місцевість. Спостерігачі розташовуються поблизу південного і північного кордону смуги тіні поперек неї, на 2 км поза смугою і на 3-5 км всередині смуги. Велика кількість учасників забезпечує краще визначення межі тіні. До спостереженнями повинна бути додана карта чи план із зазначенням місця перебування кожного спостерігача. Положення спостерігача потрібно знати з точністю до 200-300 м.
Форма місячної тіні на поверхні Землі являє собою еліпс. Відзначаючи тривалість повної фази, ми тим самим визначаємо довжину хорд еліпса; маючи кілька хорд, можна знайти, де лежав його край, тобто де пройшов кордон тіні.
Від спостерігача потрібно зазначити, чи було затемнення приватним або повним і, якщо затемнення було повним, то скільки секунд воно тривало. У момент початку повної фази потрібно сказати "нуль" і вважати секунди "раз, два, три ..." до кінця повної фази. Рахунок секунд можна вести, слухаючи удари хронометра, годинника з маятником, метронома або (при достатньому досвіді) по пам'яті. У рахунку секунд слід заздалегідь потренуватися, використовуючи ті ж прилади або прості годинник з секундною стрілкою. Ще краще визначати тривалість повної фази за допомогою секундоміра.
ФОТОМЕТРІЯ сонячного світла при ПРИВАТНИХ фазах
Як відомо, Сонце не представляється нам у вигляді рівномірно яскравого диска, а має помітний потемніння до краю. Іншими словами, яскравість сонячної поверхні убуває від центру до краю диска. Це явище пояснюється не поглинанням світла в сонячній атмосфері, як багато хто думає, а умовами перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця до його зовнішнім верствам. Дійсно, що світиться поверхню Сонця (фотосфера) отримує енергію з надр Сонця. На своєму шляху ця енергія відчуває поглинання, так як навіть найменш щільні зовнішні шари Сонця є мало прозорою середовищем. Тому, якщо ми дивимося на центр сонячного диска, до нас доходить енергія з більшої глибини, ніж якщо б ми спостерігали край диска Сонця (так як там промінь зору майже стосується сонячного кулі і не проникає далеко вглиб). Але чим глибше даний шар Сонця, тим він гаряче (див. стор 90), а тому й посилає більше енергії. Отже, центр сонячного диска повинен здаватися яскравіше, ніж його краю, що й спостерігається.
Потемніння до краю сонячного диска відбувається різному в променях різної довжини хвилі, тобто різного кольору. У фіолетових променях яскравість фотосфери зменшується до краю набагато швидше, ніж у червоних променях. Закони перенесення енергії також добре пояснюють цю обставину, бо чим вища температура джерела світла, тим більше він посилає фіолетових (короткохвильових) променів і, навпаки, чим нижче температура, тим більше випускається червоних променів (по відношенню до всього випромінювання). Тому при переході від центру сонячного диска до краю (з пониженням температури випромінювача) отримується нами випромінювання коротких довжин хвиль (фіолетове) спадає швидше за все.
Крім того, передбачається, що фотометрія сонячного диска буде проводиться як за допомогою звичайних фотокамер з подальшою проявленням платівок, так і за допомогою камкодерів і відеокамер сучасного виробництва.
З усього цього ясно, що вивчення закону потемніння до краю сонячного диска може дати цінні дані про будову поверхневих шарів Сонця і умови перенесення енергії всередині нього. Дослідження в цій області проводилися неодноразово. За методикою спостережень їх можна розділити на три групи:
1) Безпосередній фотометрія поверхні Сонця в променях різної довжини хвилі. Цим методом було вироблено багато точних спостережень. Однак для областей, близьких до краю сонячного диска, цей метод не дає точних результатів, так як розсіяне світло неба накладається на світло Сонця і спотворює картину. Дані, отримані цим способом, дають розподіл яскравості до відстані в 0,9 сонячного радіуса від центру диска Сонця.
2) Вимірювання відносної яскравості сонячних плям і фотосфери на різних відстанях від центру диска. Однак, як показали ретельні спостереження Г. Ф. Ситника, зроблені ним на Кучинської обсерваторії в 1937-1938 рр.., Відношення яскравості плями до яскравості фотосфери не змінюється з відстанню від центру диска Сонця і не залежить від розмірів плями. Це вказує на те, що і в поверхневих шарах плям відбувається такий же перенесення енергії, як і в фотосфері, а саме, кожен шар випускає назовні стільки ж енергії, скільки він сам поглинає (так зване променисте рівновагу).
3) Інтегральна фотометрія приватних фаз сонячного затемнення. Цей спосіб, запропонований Юліусом в 1905 р., полягає у вимірі загальної кількості світла, що випускається Сонцем при різних фазах приватного сонячного затемнення. Технічно він найбільш простий і дає самі надійні результати, особливо для крайових частин Сонця. Тому ми і рекомендуємо його любителям астрономії, особливо тим, хто буде спостерігати близько від смуги повного затемнення чи навіть у самій смузі, тобто при великих фазах затемнення.
Для того щоб результати таких спостережень представляли ще більшу цінність, потрібно проводити вимірювання в променях різної довжини хвилі, тобто застосовувати світлофільтри з вузькою смугою пропускання. Як приймач світла можна застосовувати звичайну фотографічну пластинку або фотоелемент. Фотографічний спосіб легше, але менш точний. Потрібно виготовити трубку із круглою діафрагмою на передньому кінці і поруч проміжних діафрагм, призначення яких-виключити розсіювання світла в приладі. Усередині трубка повинна бути почорнив. Задній кінець трубки скріплюється з касетною частиною фотоапарата перпендикулярно до касеті, в якій міститься фотопластинка. Трубка повинна бути перпендикулярна до пластинки і спрямована переднім кінцем на Сонце.
Світлосила трубки (відношення діаметра до її довжини) повинна бути порядку 1: 50, щоб на платівку потрапляло якомога менше світла від неба, але Сонце не діафрагмованою. Платівки потрібно брати діапозитивні (з можливо меншою чутливістю). Експозицію потрібно заздалегідь підібрати за Сонцем. Як затвора можна використовувати затвор фотоапарата (бажано пелюстковий, а не шторний). Тривалість експозиції повинна бути весь час однаковою.
Спостереження потрібно починати за півгодини до початку часткового затемнення і закінчувати через півгодини після його кінця, виробляючи експозиції спочатку кожні 10 хвилин, а коли фаза затемнення перевищить 0,5 - кожні 5 хвилин. Ближче до повної фази, коли від Сонця залишиться досить вузький серп, бажано робити експозиції ще частіше (через 1 хвилину). Моменти треба помічати за добре вивіреним годинах з точністю до 5 секунд. Пересуваючи касету з платівкою, можна отримати на одній платівці до 15 експозицій. Треба стежити, щоб трубка була весь час спрямована на Сонці, для чого слід прикріпити до неї пару диоптров, а весь прилад зміцнити на якому-небудь нескладному штативі.
Як і у всіх роботах з фотографічної фотометрії, абсолютно необхідно після спостережень зробити калібрування платівок (див. стор 147-149). Дуже цікаво також провести роботу з визначення інтегральної яскравості Сонця при різних фазах затемнення, і особливо при фазах, близьких до повної, з малими камерами. Для цього слід фотографувати зіркоподібною зображення Сонця в опуклому дзеркалі, у посріблені або блискучому сталевому кульці. Застосовуючи димчасті фільтри, можна підібрати експозицію так, щоб вона при пластинках плівках малої чутливості становила 1/50-1/100 сек. З цією експозицією слід весь час фотографувати зіркоподібною зображення Сонця. На одній платівці можна отримати ряд зображень, причому краще застосовувати короткофокусні об'єктиви. Це стосується не тільки лінзових фотокамер і фотоапаратів, а і об'єктивів сучасних камкодерів і відеокамер.
До фази затемнення 0,9 слід вести фотографування через кожні 5 хвилин. Починаючи з фази 0,9 і аж до повної фази (1,00) слід вести фотографування через кожні 10 секунд, щоб отримати великий ряд почернений з малою градацією. Після повної фази порядок спостережень буде зворотний. Ці спостереження дадуть можливість судити про зміни зоряної величини затьмарюється Сонця. При виконанні цих спостережень камера повинна бути міцно встановлена на жорсткому штативі будь-якого типу на строго постійній відстані від кульки і захищена від поривів вітру.
Щоб отримати на плівці шкалу зоряних величин, потрібно таким же способом зняти низку відображень Сонця (поза затемненням) при зміні відстані від камери до кульки в геометричній прогресії. Потрібно пам'ятати, що при великих фазах затемнення інтегральна яскравість Сонця зменшується в десятки разів (а ближче до повної фази - у сотні разів), тому найбільшу відстань при калібрувальних знімках має в 10-20 разів перевищувати робоча відстань (під час затемнення).
Набагато більш точні результати може дати застосування фотоелектричного фотометра з селеновим фотоелементом. У цьому випадку фотоелемент міститься, як і пластинка у першому способі, біля основи трубки, що спрямовується на Сонці. Реєстрація фотоструму проводиться стрілочним, петельним або дзеркальним гальванометром чутливістю порядку 10 -6 ампера на одну поділку шкали. При цьому світло Сонця доводиться послабляти майже в 100 разів, поміщаючи перед фотоелементом нейтральний, тобто однаково поглинає всі промені спектру, світлофільтр.
Однак, так як дослідження подібного світлофільтру може представити деякі труднощі з огляду на його малої пропускної здатності, можна застосувати іншу схему, а саме, направляти фотоелемент на білий екран, що освітлюється Сонцем і розташований перпендикулярно до його променях (рис. 1).
Екран також повинен бути укладений у зачернений всередині трубку з рядом поперечних діафрагм, щоб не допустити висвітлення його стороннім світлом. Ця трубка повинна бути в момент відліку спрямована точно на Сонце.
Екран найкраще вживати баритовий або магнієвий. Останній можна виготовити самому, закоптив гіпсову, фарфоровий або срібну пластинку окисом магнію (паленою магнезією). Для цього пластинку треба потримати деякий час над полум'ям металевого магнію. Шар магнезії повинен бути абсолютно гладким і мати товщину не менше 0,2 мм. Однак такий шар дуже недовговічний, а тому екран треба покривати окисом магнію незадовго до спостережень.
SHAPE \ * MERGEFORMAT
Фотоелемент, укладений в трубку з низкою діафрагм, спрямовується на екран під деяким кутом до його нормалі. Цей кут має бути точно відомий, так само як і відстань фотоелемента від екрану і розміри останнього (діаметр екрану може складати кілька сантиметрів).
Під час виробництва відліків треба відкривати фотоелемент, а потім знову закривати його. Для цього в задньому кінці трубки повинен бути поміщений затвор, встановлений на тривалу витримку.
Потрібно ретельно оберігати клеми фотоелемента від забруднення, окислення і взагалі будь-якого дотику, бо це може спричинити за собою зміну опору на контактах і, отже, зміна постійних приладу. Найкраще залити клеми парафіном і закрити їх чохлом.
Для того щоб мати можливість контролювати сталість чутливості приладу під час затемнення, корисно час від часу направляти на нього світло від стандартного джерела, наприклад, від електричної лампи, що живиться струмом постійної сили. Лампу слід помістити у футляр з віконечком, закритим молочним склом. Це віконце повинне знаходитися на строго однаковій відстані від фотоелемента при всіх отсчетах.
Краще всього помістити лампу з віконечком на такій же відстані від фотоелемента, що й екран, і шляхом повороту на підставці, що обертається направляти його по черзі на екран і на лампу. Щоб кожного разу не втрачати час на точну наводку трубки фотометра, треба зробити два упору, що затримують рухому основу у двох потрібних положеннях.
Оскільки бажано мати спостереження в променях різної довжини хвилі, потрібно по черзі закривати отвір трубки фотоелемента різними заздалегідь підібраними світлофільтрами, що порівняно неважко, оскільки на один відлік витрачається небагато часу. Запис моментів, відліків гальванометра і номерів застосовувалися світлофільтрів повинна проводитися помічником спостерігача, щоб не відволікати спостерігача від його основної роботи (наведення, зміна фільтрів, експонування, контроль по лампі). Нарешті, фотометрію приватних фаз можна зробити візуальним способом, за допомогою люксметра або будь-якого візуального фотометра, спрямованого, подібно фотоелемента в описаній вище схемі, на розсіюючий екран.
Слід зауважити, що, крім свого основного завдання, фотометрирование приватних фаз є досить бажаним для спрощення обліку розсіяного світла неба при фотометрії сонячної корони, якщо воно проводиться в області повного затемнення.
Література
А. А. Михайлов. Сонячні затемнення та їх спостереження. М., 1978
СОНЯЧНИЙ ті ЗАТЕМНЕННЯ: ПЕРЕВІРКА І УТОЧНЕННЯ ТЕОРІЇ РУХУ МІСЯЦЯ. ФОТОМЕТРІЯ СОНЯЧНОГО СВІТЛА при різних фазах
СПОСТЕРЕЖЕННЯ, ПОВ'ЯЗАНІ З ПЕРЕВІРКОЮ ТЕОРІЇ РУХУ МІСЯЦЯ
Сучасна теорія руху Місяця дозволяє з великою точністю перечислити видиме положення Місяця на небі та умови видимості місячних і сонячних затемнень. Моменти початку і кінця приватного та повного затемнень Сонця предвичіслять з точністю до 1-3 секунд часу, пролягання по земній поверхні смуги повної фази - з точністю до кілометра.
Однак, щоб завжди бути в злагоді з дійсністю, теорія руху Місяця вимагає періодичної її перевірки за спостереженнями. Одним із шляхів такої перевірки і є спостереження сонячних затемнень. Можна запропонувати наступні роботи:
1. Спостереження моментів контактів.
2. Фотографування серпів, тобто приватних фаз затемнення.
3. Визначення меж смуги повної тіні на місцевості.
Всі ці роботи пред'являють відносно високі вимоги до знання моменту спостереження і географічних координат спостерігача. Зробимо деякий розрахунок.
Точність визначення координат на небі повинна бути близько 0 ", 2, точність вимірювань на фотографічній платівці - 0,001 мм. Отже, щоб отримати фотографічні знімки серпів, що забезпечують таку точність вимірювання, потрібно, щоб діаметр d зображення Сонця (Місяця) на платівці був не менш, ніж
де d "О-кутовий діаметр Сонця (Місяця), приблизно рівний 30 'або 1800". Це означає, що знімки серпів потрібно робити за допомогою телескопа з фокусною відстанню не менше метра, поміщаючи фотографічну пластинку у фокусі об'єктива.
Далі, 0 ", 2 на відстані Місяця складає 0,4 км. Отже, неточність у видимому положенні Місяця призведе до помилки в положенні місячної тіні на земній поверхні в 0,4 км (промені Сонця вважаємо паралельними). Швидкість руху Місяця по її орбіті становить 1 км / сек. Звідси в задачі 1-й і 2-й, щоб забезпечити необхідну точність результатів, необхідно момент спостережень відзначити з точністю не менше 0,4 секунди. Географічні координати спостерігача (широта і довгота) повинні бути відомі з точністю до 0 ', 2.
Знання моменту спостереження з точністю до десятих часток секунди (навіть до 0,5 сек.) Можна отримати лише за наявності хронометра з добре відомим ходом, вивченим шляхом прийому радіосигналів часу протягом багатьох днів.
Фіксувати моменти фотографічних знімків з точністю до часток секунди можна, якщо відкривання затвора ("моментального") робити під удари хронометра.
При фотографуванні приватних фаз крім виконання вищевказаних вимог необхідно ще знати орієнтування знімків. Для цього краще за все отримати на платівці напрямок добової паралелі, роблячи два або три знімки на одній платівці при нерухомій трубі.
Для обліку рефракції при подальшій обробці знімків потрібно записати температуру повітря (в тіні) з точністю до 1 ° і показання барометра з точністю до 1 мм.
Подальша обробка знімків має наступні цілі: а) визначення відносного розташування Сонця і Місяця шляхом вимірювання положення лінії, що з'єднує кінці рогів серпа, б) визначення моментів першого і четвертого контактів (початку і кінця часткового затемнення) шляхом вимірювання довжини хорд ущербленной частини сонячного диска на ряді послідовних знімків, близьких за часом до моменту початку і до моменту кінця затемнення. Ця остання завдання може обмежитися меншою точністю вимірювань (порядку кількох сотих часток міліметра). Вимірювання потрібно проводити за допомогою вимірювального мікроскопа, який виготовляється нашою промисловістю для фабрично-заводських лабораторій.
Що стосується спостережень моментів першого і четвертого контактів безпосередньо в телескоп, то точність їх залежить від сили інструменту, від досвідченості та індивідуальних особливостей спостерігача, а тому вони ненадійні.
Другий і третій контакти (початок і кінець повної фази) визначаються значно впевненіше.
Технічно більш простій є робота з визначення меж смуги повної фази, так як вона не вимагає знання самого моменту спостережень, а тільки вміння оцінити інтервал часу (тривалість повної фази) з точністю до 1 / 2 секунди часу.
Робота має масовий характер і може бути проведена силами населення тих селищ, які лежать поблизу кордону смуги тіні.
Для спостережень бажано вибрати рівну місцевість. Спостерігачі розташовуються поблизу південного і північного кордону смуги тіні поперек неї, на 2 км поза смугою і на 3-5 км всередині смуги. Велика кількість учасників забезпечує краще визначення межі тіні. До спостереженнями повинна бути додана карта чи план із зазначенням місця перебування кожного спостерігача. Положення спостерігача потрібно знати з точністю до 200-300 м.
Форма місячної тіні на поверхні Землі являє собою еліпс. Відзначаючи тривалість повної фази, ми тим самим визначаємо довжину хорд еліпса; маючи кілька хорд, можна знайти, де лежав його край, тобто де пройшов кордон тіні.
Від спостерігача потрібно зазначити, чи було затемнення приватним або повним і, якщо затемнення було повним, то скільки секунд воно тривало. У момент початку повної фази потрібно сказати "нуль" і вважати секунди "раз, два, три ..." до кінця повної фази. Рахунок секунд можна вести, слухаючи удари хронометра, годинника з маятником, метронома або (при достатньому досвіді) по пам'яті. У рахунку секунд слід заздалегідь потренуватися, використовуючи ті ж прилади або прості годинник з секундною стрілкою. Ще краще визначати тривалість повної фази за допомогою секундоміра.
ФОТОМЕТРІЯ сонячного світла при ПРИВАТНИХ фазах
Як відомо, Сонце не представляється нам у вигляді рівномірно яскравого диска, а має помітний потемніння до краю. Іншими словами, яскравість сонячної поверхні убуває від центру до краю диска. Це явище пояснюється не поглинанням світла в сонячній атмосфері, як багато хто думає, а умовами перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця до його зовнішнім верствам. Дійсно, що світиться поверхню Сонця (фотосфера) отримує енергію з надр Сонця. На своєму шляху ця енергія відчуває поглинання, так як навіть найменш щільні зовнішні шари Сонця є мало прозорою середовищем. Тому, якщо ми дивимося на центр сонячного диска, до нас доходить енергія з більшої глибини, ніж якщо б ми спостерігали край диска Сонця (так як там промінь зору майже стосується сонячного кулі і не проникає далеко вглиб). Але чим глибше даний шар Сонця, тим він гаряче (див. стор 90), а тому й посилає більше енергії. Отже, центр сонячного диска повинен здаватися яскравіше, ніж його краю, що й спостерігається.
Потемніння до краю сонячного диска відбувається різному в променях різної довжини хвилі, тобто різного кольору. У фіолетових променях яскравість фотосфери зменшується до краю набагато швидше, ніж у червоних променях. Закони перенесення енергії також добре пояснюють цю обставину, бо чим вища температура джерела світла, тим більше він посилає фіолетових (короткохвильових) променів і, навпаки, чим нижче температура, тим більше випускається червоних променів (по відношенню до всього випромінювання). Тому при переході від центру сонячного диска до краю (з пониженням температури випромінювача) отримується нами випромінювання коротких довжин хвиль (фіолетове) спадає швидше за все.
Крім того, передбачається, що фотометрія сонячного диска буде проводиться як за допомогою звичайних фотокамер з подальшою проявленням платівок, так і за допомогою камкодерів і відеокамер сучасного виробництва.
З усього цього ясно, що вивчення закону потемніння до краю сонячного диска може дати цінні дані про будову поверхневих шарів Сонця і умови перенесення енергії всередині нього. Дослідження в цій області проводилися неодноразово. За методикою спостережень їх можна розділити на три групи:
1) Безпосередній фотометрія поверхні Сонця в променях різної довжини хвилі. Цим методом було вироблено багато точних спостережень. Однак для областей, близьких до краю сонячного диска, цей метод не дає точних результатів, так як розсіяне світло неба накладається на світло Сонця і спотворює картину. Дані, отримані цим способом, дають розподіл яскравості до відстані в 0,9 сонячного радіуса від центру диска Сонця.
2) Вимірювання відносної яскравості сонячних плям і фотосфери на різних відстанях від центру диска. Однак, як показали ретельні спостереження Г. Ф. Ситника, зроблені ним на Кучинської обсерваторії в 1937-1938 рр.., Відношення яскравості плями до яскравості фотосфери не змінюється з відстанню від центру диска Сонця і не залежить від розмірів плями. Це вказує на те, що і в поверхневих шарах плям відбувається такий же перенесення енергії, як і в фотосфері, а саме, кожен шар випускає назовні стільки ж енергії, скільки він сам поглинає (так зване променисте рівновагу).
3) Інтегральна фотометрія приватних фаз сонячного затемнення. Цей спосіб, запропонований Юліусом в 1905 р., полягає у вимірі загальної кількості світла, що випускається Сонцем при різних фазах приватного сонячного затемнення. Технічно він найбільш простий і дає самі надійні результати, особливо для крайових частин Сонця. Тому ми і рекомендуємо його любителям астрономії, особливо тим, хто буде спостерігати близько від смуги повного затемнення чи навіть у самій смузі, тобто при великих фазах затемнення.
Для того щоб результати таких спостережень представляли ще більшу цінність, потрібно проводити вимірювання в променях різної довжини хвилі, тобто застосовувати світлофільтри з вузькою смугою пропускання. Як приймач світла можна застосовувати звичайну фотографічну пластинку або фотоелемент. Фотографічний спосіб легше, але менш точний. Потрібно виготовити трубку із круглою діафрагмою на передньому кінці і поруч проміжних діафрагм, призначення яких-виключити розсіювання світла в приладі. Усередині трубка повинна бути почорнив. Задній кінець трубки скріплюється з касетною частиною фотоапарата перпендикулярно до касеті, в якій міститься фотопластинка. Трубка повинна бути перпендикулярна до пластинки і спрямована переднім кінцем на Сонце.
Світлосила трубки (відношення діаметра до її довжини) повинна бути порядку 1: 50, щоб на платівку потрапляло якомога менше світла від неба, але Сонце не діафрагмованою. Платівки потрібно брати діапозитивні (з можливо меншою чутливістю). Експозицію потрібно заздалегідь підібрати за Сонцем. Як затвора можна використовувати затвор фотоапарата (бажано пелюстковий, а не шторний). Тривалість експозиції повинна бути весь час однаковою.
Спостереження потрібно починати за півгодини до початку часткового затемнення і закінчувати через півгодини після його кінця, виробляючи експозиції спочатку кожні 10 хвилин, а коли фаза затемнення перевищить 0,5 - кожні 5 хвилин. Ближче до повної фази, коли від Сонця залишиться досить вузький серп, бажано робити експозиції ще частіше (через 1 хвилину). Моменти треба помічати за добре вивіреним годинах з точністю до 5 секунд. Пересуваючи касету з платівкою, можна отримати на одній платівці до 15 експозицій. Треба стежити, щоб трубка була весь час спрямована на Сонці, для чого слід прикріпити до неї пару диоптров, а весь прилад зміцнити на якому-небудь нескладному штативі.
Як і у всіх роботах з фотографічної фотометрії, абсолютно необхідно після спостережень зробити калібрування платівок (див. стор 147-149). Дуже цікаво також провести роботу з визначення інтегральної яскравості Сонця при різних фазах затемнення, і особливо при фазах, близьких до повної, з малими камерами. Для цього слід фотографувати зіркоподібною зображення Сонця в опуклому дзеркалі, у посріблені або блискучому сталевому кульці. Застосовуючи димчасті фільтри, можна підібрати експозицію так, щоб вона при пластинках плівках малої чутливості становила 1/50-1/100 сек. З цією експозицією слід весь час фотографувати зіркоподібною зображення Сонця. На одній платівці можна отримати ряд зображень, причому краще застосовувати короткофокусні об'єктиви. Це стосується не тільки лінзових фотокамер і фотоапаратів, а і об'єктивів сучасних камкодерів і відеокамер.
До фази затемнення 0,9 слід вести фотографування через кожні 5 хвилин. Починаючи з фази 0,9 і аж до повної фази (1,00) слід вести фотографування через кожні 10 секунд, щоб отримати великий ряд почернений з малою градацією. Після повної фази порядок спостережень буде зворотний. Ці спостереження дадуть можливість судити про зміни зоряної величини затьмарюється Сонця. При виконанні цих спостережень камера повинна бути міцно встановлена на жорсткому штативі будь-якого типу на строго постійній відстані від кульки і захищена від поривів вітру.
Щоб отримати на плівці шкалу зоряних величин, потрібно таким же способом зняти низку відображень Сонця (поза затемненням) при зміні відстані від камери до кульки в геометричній прогресії. Потрібно пам'ятати, що при великих фазах затемнення інтегральна яскравість Сонця зменшується в десятки разів (а ближче до повної фази - у сотні разів), тому найбільшу відстань при калібрувальних знімках має в 10-20 разів перевищувати робоча відстань (під час затемнення).
Набагато більш точні результати може дати застосування фотоелектричного фотометра з селеновим фотоелементом. У цьому випадку фотоелемент міститься, як і пластинка у першому способі, біля основи трубки, що спрямовується на Сонці. Реєстрація фотоструму проводиться стрілочним, петельним або дзеркальним гальванометром чутливістю порядку 10 -6 ампера на одну поділку шкали. При цьому світло Сонця доводиться послабляти майже в 100 разів, поміщаючи перед фотоелементом нейтральний, тобто однаково поглинає всі промені спектру, світлофільтр.
Однак, так як дослідження подібного світлофільтру може представити деякі труднощі з огляду на його малої пропускної здатності, можна застосувати іншу схему, а саме, направляти фотоелемент на білий екран, що освітлюється Сонцем і розташований перпендикулярно до його променях (рис. 1).
Екран також повинен бути укладений у зачернений всередині трубку з рядом поперечних діафрагм, щоб не допустити висвітлення його стороннім світлом. Ця трубка повинна бути в момент відліку спрямована точно на Сонце.
Екран найкраще вживати баритовий або магнієвий. Останній можна виготовити самому, закоптив гіпсову, фарфоровий або срібну пластинку окисом магнію (паленою магнезією). Для цього пластинку треба потримати деякий час над полум'ям металевого магнію. Шар магнезії повинен бути абсолютно гладким і мати товщину не менше 0,2 мм. Однак такий шар дуже недовговічний, а тому екран треба покривати окисом магнію незадовго до спостережень.
SHAPE \ * MERGEFORMAT
Рис.1 |
Фотоелемент, укладений в трубку з низкою діафрагм, спрямовується на екран під деяким кутом до його нормалі. Цей кут має бути точно відомий, так само як і відстань фотоелемента від екрану і розміри останнього (діаметр екрану може складати кілька сантиметрів).
Під час виробництва відліків треба відкривати фотоелемент, а потім знову закривати його. Для цього в задньому кінці трубки повинен бути поміщений затвор, встановлений на тривалу витримку.
Потрібно ретельно оберігати клеми фотоелемента від забруднення, окислення і взагалі будь-якого дотику, бо це може спричинити за собою зміну опору на контактах і, отже, зміна постійних приладу. Найкраще залити клеми парафіном і закрити їх чохлом.
Для того щоб мати можливість контролювати сталість чутливості приладу під час затемнення, корисно час від часу направляти на нього світло від стандартного джерела, наприклад, від електричної лампи, що живиться струмом постійної сили. Лампу слід помістити у футляр з віконечком, закритим молочним склом. Це віконце повинне знаходитися на строго однаковій відстані від фотоелемента при всіх отсчетах.
Краще всього помістити лампу з віконечком на такій же відстані від фотоелемента, що й екран, і шляхом повороту на підставці, що обертається направляти його по черзі на екран і на лампу. Щоб кожного разу не втрачати час на точну наводку трубки фотометра, треба зробити два упору, що затримують рухому основу у двох потрібних положеннях.
Оскільки бажано мати спостереження в променях різної довжини хвилі, потрібно по черзі закривати отвір трубки фотоелемента різними заздалегідь підібраними світлофільтрами, що порівняно неважко, оскільки на один відлік витрачається небагато часу. Запис моментів, відліків гальванометра і номерів застосовувалися світлофільтрів повинна проводитися помічником спостерігача, щоб не відволікати спостерігача від його основної роботи (наведення, зміна фільтрів, експонування, контроль по лампі). Нарешті, фотометрію приватних фаз можна зробити візуальним способом, за допомогою люксметра або будь-якого візуального фотометра, спрямованого, подібно фотоелемента в описаній вище схемі, на розсіюючий екран.
Слід зауважити, що, крім свого основного завдання, фотометрирование приватних фаз є досить бажаним для спрощення обліку розсіяного світла неба при фотометрії сонячної корони, якщо воно проводиться в області повного затемнення.
Література
А. А. Михайлов. Сонячні затемнення та їх спостереження. М., 1978