План

Введение

1 Изучение распределения яркости по небу

2 Распределение яркости по вертикалу Солнца

3 Наблюдения яркости заревого кольца

4 Наблюдения околосолнечного ореола

5 Наблюдения бегущих теней

Введение

Полное солнечное затмение представляет значительный интерес не только для решения астрономических задач, но и для решения некоторых задач атмосферной оптики. Дело в том, что во время полного затмения наблюдатель попадает в совершенно особые условия, когда освещённость небесного свода создаётся не рассеянием прямых лучей Солнца, а в основном — многократным рассеянием света, приходящего извне конуса лунной тени, от тех слоев воздуха, которые, находясь на значительном расстоянии от наблюдателя, освещаются лучами частично затмившегося Солнца. Получается такая картина (рис. 1).

Наблюдатель, находящийся в точке С внутри конуса лунной тени, получает свет от слоев воздуха АА1, которые, в свою очередь, получают его от слоев ВВ1, освещаемых Солнцем. Нетрудно заметить, что и часть слоев ВВ1, расположенная выше горизонта наблюдателя С1СС2, будет посылать свет в сторону наблюдателя, что создаст яркое кольцо у горизонта (так называемое заревое кольцо). Понятно, что чем шире конус лунной тени, тем более высокие слои атмосферы будут создавать явление заревого кольца. А так как рассеивающая способность воздуха убывает с высотой, яркость заревого кольца будет также убывать с увеличением расстояния его от наблюдателя. Так как во время затмения лунная тень быстро скользит по земной поверхности, расстояние от наблюдателя до любой точки заревого кольца меняется, и поэтому наблюдения заревого кольца могут дать некоторые сведения о рассеивающей способности воздуха на различной высоте.

Наблюдения яркости неба во время затмения, помимо самостоятельного интереса, дают возможность ввести необходимые поправки в фотометрические наблюдения короны. Поэтому эти наблюдения должны непременно сопровождать фотографирование короны с фотометрической целью.

Можно порекомендовать следующие частные задачи из области атмосферной оптики:

1 Изучение распределения яркости по небу

Как показали фотометрические наблюдения во время солнечных затмений 1936, 1941, 1945 и 1952 гг., распределение яркости по небу за время полной фазы значительно изменяется, отражая перемещение лунной тени относительно наблюдателя. Для примера приводим рис. 2 и 3, на которых изображены изофоты (линии равной яркости) неба в начале и в конце полного затмения 19 июня 1936 г. по данным экспедиции Московского отделения ВАГО. Лунная тень перемещалась тогда с юго-запада на северо-восток.

Эти наблюдения были получены с помощью трубчатых фотометров В. Г. Фесенкова, которые являются наиболее подходящими приборами для фотометрии неба во время затмения.

Фотометр Фесенкова имеет следующее устройство (рис. 4, А). В деревянной коробке монтируются 25 трубок, расположенных так, что одна из них направлена вертикально, 8 — под углом к вертикали в 30° (через 45° по азимуту), 8 — под углом 45° и 8 — под углом 60°.

Рис. 2

У всех трубок диаметры внешних отверстий равны 1 см и длина 12 см. Внутри трубки имеют дополнительные диафрагмы для устранения рассеяния света от стенок. Внизу прикрепляется тонкая металлическая пластинка с 25 отверстиями диаметром в 1 мм, которыми и заканчиваются трубки. К этой пластинке должна плотно прилегать кассета с находящейся в ней фотопластинкой размером 9х12 см. Передвигая кассету, можно получить на одной пластинке 3—4 экспозиции за время полной фазы. Для этого внизу фотометра прикрепляются салазки в виде длинных уголков, по которым движется фанерный подкассетник с вложенной в него кассетой, заряженной фотопластинкой. Внутренние поверхности трубок, а также металлическая пластинка и подкассетник должны быть выкрашены чёрной матовой краской.

Рис. 3

Рассеянный свет от областей неба, на которые направлены трубки, проходит сквозь трубки фотометра и падает на фотопластинку, создавая отпечатки в виде 25 маленьких кружков различной плотности (при каждой экспозиции).

С помощью фотометра Фесенкова можно производить наблюдения как во время частного, так и во время полного затмения. Конечно, экспозиции должны быть подобраны заранее: для частного затмения — по дневному небу, а для полного затмения — по сумеречному небу. Экспозиция во время полного затмения должна быть порядка 5 сек. Фотометр укрепляется на столбе высотой 1,5—2 м, на открытом месте. Экспонирование можно производить путём снятия и набрасывания большой крышки, закрывающей сразу весь прибор, однако такой способ создаёт неодновременность и неравенство экспозиций для разных трубок фотометра.

От этого недостатка свободен усовершенствованный фотометр Фесенкова (рис. 4, Б), который состоит из полой металлической полусферы, точнее, сферического сегмента а, укреплённого на металлическом кольце b, которое установлено на эбонитовый круг с. Трубки d расположены между сферическим сегментом а и эбонитовым кругом с (что обеспечивает прочность прибора и предохраняет от случайных поломок).

Рис. 4

Расчёт показывает, что при выбранных размерах фотометра радиус кривизны сегмента должен быть равным 250 мм, чтобы с большой степенью точности удовлетворить условию равной длины всех трубок. Металлическое кольцо b имеет наружный диаметр 365 мм и толщину 5—8 мм, эбонитовый круг с — соответственно 365 мм и 20 мм.

В эбонитовом круге просверливаются сквозные двухступенчатые каналы, оси которых отклонены от вертикали под углами 30°, 45° и 60°; каналы расположены симметрично через 45° по азимуту относительно центрального вертикального канала. Ступени каналов имеют диаметры 12 мм (большая ступень) и 5 мм (меньшая ступень).

Для получения узких световых пучков в эбонитовом круге протачивается круглая выточка глубиною в 1 мм, в которую вкладывается плоский металлический круг е той же толщины с калиброванными отверстиями диаметром в 1 мм.

Трубки d изготовляются из латуни и каждая из них имеет внутренний диаметр 10 мм, наружный—12 мм и длину 105 мм.

В трубки вставляется по три диафрагмы на равных расстояниях от их верхнего конца; диаметры диафрагм — 8, 6 и 4 мм соответственно.