Солнечные затмения - проверка и уточнение теории движения луны. Фотометрия солнечного света при разных фазах

Кроме того, предполагается, что фотометрия солнечного диска будет производится как с помощью обычных фотокамер с последующей проявкой пластинок, так и с помощью камкодеров и видеокамер современного производства.

Из всего этого ясно, что изучение закона потемнения к краю солнечного диска может дать ценные данные о строении поверхностных слоев Солнца и условиях переноса энергии внутри него. И

сследования в этой области проводились неоднократно. По методике наблюдений их можно разделить на три группы:

1) Непосредственная фотометрия поверхности Солнца в лучах различной длины волны. Этим методом было произведено много точных наблюдений. Однако для областей, близких к краю солнечного диска, этот метод не даёт точных результатов, так как рассеянный свет неба накладывается на свет Солнца и искажает картину. Данные, полученные этим способом, дают распределение яркости до расстояния в 0,9 солнечного радиуса от центра диска Солнца.

2) Измерение относительной яркости солнечных пятен и фотосферы на различных расстояниях от центра диска. Однако, как показали тщательные наблюдения Г. Ф. Ситника, произведённые им на Кучинской обсерватории в 1937—1938 гг., отношение яркости пятна к яркости фотосферы не меняется с расстоянием от центра диска Солнца и не зависит от размеров пятна. Это указывает на то, что и в поверхностных слоях пятен происходит такой же перенос энергии, как и в фотосфере, а именно, каждый слой испускает наружу столько же энергии, сколько он сам поглощает (так называемое лучистое равновесие).

3) Интегральная фотометрия частных фаз солнечного затмения. Этот способ, предложенный Юлиусом в 1905 г., заключается в измерении общего количества света, испускаемого Солнцем при различных фазах частного солнечного затмения. Технически он наиболее прост и даёт самые надёжные результаты, особенно для краевых частей Солнца. Поэтому мы и рекомендуем его любителям астрономии, особенно тем, кто будет наблюдать близко от полосы полного затмения или даже в самой полосе, т. е. при больших фазах затмения.

Для того чтобы результаты таких наблюдений представляли ещё большую ценность, нужно производить измерения в лучах различной длины волны, т. е. применять светофильтры с узкой полосой пропускания. В качестве приёмника света можно применять обыкновенную фотографическую пластинку или фотоэлемент. Фотографический способ легче, но менее точен. Нужно изготовить трубку с круглой диафрагмой на переднем конце и рядом промежуточных диафрагм, назначение которых— исключить рассеяние света в приборе. Внутри трубка должна быть вычернена. Задний конец трубки скрепляется с кассетной частью фотоаппарата перпендикулярно к кассете, в которой помещается фотопластинка. Трубка должна быть перпендикулярна к пластинке и направлена передним концом на Солнце.

Светосила трубки (отношение диаметра к её длине) должна быть порядка 1 : 50, чтобы на пластинку попадало возможно меньше света от неба, но Солнце не диафрагмировалось. Пластинки нужно брать диапозитивные (с возможно меньшей чувствительностью). Экспозицию нужно заранее подобрать по Солнцу. В качестве затвора можно использовать затвор фотоаппарата (желательно лепестковый, а не шторный). Длительность экспозиции должна быть всё время одинаковой.

Наблюдения нужно начинать за полчаса до начала частного затмения и заканчивать через полчаса после его конца, производя экспозиции сначала каждые 10 минут, а когда фаза затмения превысит 0,5 — каждые 5 минут. Ближе к полной фазе, когда от Солнца останется весьма узкий серп, желательно делать экспозиции ещё чаще (через 1 минуту). Моменты надо замечать по хорошо выверенным часам с точностью до 5 секунд. Передвигая кассету с пластинкой, можно получить на одной пластинке до 15 экспозиций. Надо следить, чтобы трубка была всё время направлена на Солнце, для чего следует прикрепить к ней пару диоптров, а весь прибор укрепить на каком-либо несложном штативе.

Как и во всех работах по фотографической фотометрии, совершенно необходимо после наблюдений произвести калибровку пластинок (см. стр. 147—149). Весьма интересно также провести работу по определению интегральной яркости Солнца при разных фазах затмения, и в особенности при фазах, близких к полной, с малыми камерами. Для этого следует фотографировать звездообразное изображение Солнца в выпуклом зеркале, в посеребрённом или блестящем стальном шарике. Применяя дымчатые фильтры, можно подобрать экспозицию так, чтобы она при пластинках или плёнках малой чувствительности составляла 1/50—1/100 сек. С этой экспозицией следует всё время фотографировать звездообразное изображение Солнца. На одной пластинке можно получить ряд изображений, причём лучше применять короткофокусные объективы. Это касается не только линзовых фотокамер и фотоаппаратов, а и объективов современных камкодеров и видеокамер.

До фазы затмения 0,9 следует вести фотографирование через каждые 5 минут. Начиная с фазы 0,9 и вплоть до полной фазы (1,00) следует вести фотографирование через каждые 10 секунд, чтобы получить большой ряд почернений с малой градацией. После полной фазы порядок наблюдений будет обратный. Эти наблюдения дадут возможность судить об изменениях звёздной величины затмевающегося Солнца. При выполнении этих наблюдений камера должна быть прочно установлена на жёстком штативе любого типа на строго постоянном расстоянии от шарика и защищена от порывов ветра.

Чтобы получить на плёнке шкалу звёздных величин, нужно таким же способом снять ряд отражений Солнца (вне затмения) при изменении расстояния от камеры до шарика в геометрической прогрессии. Нужно помнить, что при больших фазах затмения интегральная яркость Солнца уменьшается в десятки раз (а ближе к полной фазе — в сотни раз), поэтому наибольшее расстояние при калибровочных снимках должно в 10—20 раз превышать рабочее расстояние (во время затмения).

Гораздо более точные результаты может дать применение фотоэлектрического фотометра с селеновым фотоэлементом. В этом случае фотоэлемент помещается, как и пластинка в первом способе, у основания трубки, направляемой на Солнце. Регистрация фототока производится стрелочным, петельным или зеркальным гальванометром чувствительностью порядка 10-6 ампера на одно деление шкалы. При этом свет Солнца приходится ослаблять почти в 100 раз, помещая перед фотоэлементом нейтральный, т. е. одинаково поглощающий все лучи спектра, светофильтр.

Однако, так как исследование подобного светофильтра может представить некоторые затруднения ввиду его малой пропускной способности, можно применить иную схему, а именно, направлять фотоэлемент на белый экран, освещаемый Солнцем и расположенный перпендикулярно к его лучам (рис. 1).

Экран также должен быть заключён в зачернённую внутри трубку с рядом поперечных диафрагм, чтобы не допустить освещения его посторонним светом. Эта трубка должна быть в момент отсчёта направлена точно на Солнце.

Экран лучше всего употреблять баритовый или магниевый. Последний можно изготовить самому, закоптив гипсовую, фарфоровую или серебряную пластинку окисью магния (жжёной магнезией). Для этого пластинку надо подержать некоторое время над пламенем горящего металлического магния. Слой магнезии должен быть совершенно гладким и иметь толщину не менее 0,2 мм. Однако такой слой весьма недолговечен, а поэтому экран надо покрывать окисью магния незадолго до наблюдений.

 Скачать реферат