§ 68. Солнечные затмения и их наблюдения

Полное солнечное затмение - сравнительно редкое и очень красивое явление. В это время мы имеем возможность видеть солнечную корону во всей ее красе. Полная фаза затмения наблюдается только в том месте земной поверхности, где Луна полностью закрывает Солнце. Если бы мы посмотрели в это время на Землю из мирового пространства, то увидели бы на ее поверхности темное пятнышко лунной тени. При движении Луны ее тень пробегает по узкой полосе поверхности Земли. Эта полоса называется полосой полной фазы затмения. Астрономические экспедиции, предпринимаемые для наблюдений солнечного затмения, обычно располагаются более или менее равномерно вдоль полосы полной фазы. Лунная тень вступает на поверхность Земли на западе и перемещается к востоку, на что требуется от десятков минут до нескольких часов. Следовательно, сопоставляя результаты наблюдений различных экспедиций, можно проследить за теми изменениями, которые произошли за этот срок в хромосфере и солнечной короне.

Ближайшее полное солнечное затмение, видимое в СССР, произойдет 31 июля 1981 г. Полоса полной фазы пройдет через Северный Кавказ и Сибирь. Диаметр лунной тени будет достигать 108 км, а максимальная продолжительность полной фазы составит 123 секунды.

Частные солнечные затмения происходят чаще полных, но они не представляют такого большого интереса, как полные затмения. Так как орбита Луны эллиптическая и ее расстояние от Земли изменяется, то, кроме полных и частных затмений, бывают еще кольцевые; диск Луны в это время имеет меньшие угловые размеры, чем диск Солнца (Луна вблизи апогея), и во время наибольшей фазы затмения остается видимым яркий ободок Солнца, выступающий из-за темного лунного диска. Такие затмения также не столь интересны, как полные.

Солнечное затмение начинается с первого контакта, когда диск Луны касается диска Солнца. Прикосновение происходит на правом краю солнечного диска. Момент первого контакта очень трудно уловить; следует заранее знать, в каком месте солнечного диска должно произойти касание. Соответствующий позиционный угол точки касания сообщается в астрономических календарях (о позиционном угле см. § 74). Второй контакт - начало полной фазы затмения, третий - ее конец, а четвертый - это окончание частных фаз затмения, когда лунный диск сходит с солнечного.

При частном затмении второго и третьего контакта быть не может. После первого контакта диск Луны все больше закрывает диск Солнца, и фаза затмения нарастает. В момент наибольшей фазы частного затмения солнечный серп быстро поворачивается. Если до этого момента он был повернут рожками вправо, то после него он обращен рожками влево (если, конечно, рассматривать Солнце невооруженным глазом, через темный светофильтр). Уловив момент поворота солнечного серпа, мы определим то время, когда произошла максимальная фаза затмения.

Рассмотрим сначала те наблюдения, которые можно выполнить во время частных фаз затмения. Визуальные наблюдения затмения на экране имеют учебный характер. Можно отметить моменты контактов. Гораздо важнее фотографические наблюдения, которые лучше всего выполнять с увеличительной камерой для того, чтобы снимки имели возможно больший масштаб. Конечной целью таких наблюдений является определение положений концов солнечного серпа в возможно точнее отмечаемые моменты времени. Длину хорды, соединяющей концы серпа, определить легко. Несколько труднее определить позиционные углы, поскольку для этого надо предварительно ориентировать камеру так, чтобы знать направление «уточной параллели. Такие наблюдения полезны для уточнения теории движения Луны.

При наступлении полной фазы затмения задачи наблюдателя меняются. Конечно, очень полезно отметить точные моменты второго и третьего контактов. Решение остальных задач зависит от вооруженности наблюдателя.

Если наблюдатель не имеет никаких инструментов, кроме выверенного секундомера, то и он, помимо простого обозрения солнечной короны, может сделать полезные научные наблюдения. Достаточно в момент начала полной фазы пустить секундомер и остановить его в момент окончания полной фазы. Массовые определения продолжительности полной фазы затмения в различных пунктах наблюдений, при условии точного знания географических координат мест наблюдения, представляют интерес для уточнения теории движения Луны.

Особенно интересны наблюдения солнечной короны. Можно, конечно, выполнить ее рисунки и дать подробное описание цвета, яркости и характера строения ее лучей, однако лучше всего корону сфотографировать, что не так уж трудно.

Если использовать возможно более чувствительные фотопластинки или пленку, то можно получить крупномасштабную фотографию внутренней короны, хромосферы и протуберанцев. При этом можно ограничиться короткими, секундными экспозициями. Да таких снимках получатся изображения только самых ярких

деталей. При снимке, выполняемом с экспозицией в 10-20 секунд, приходится телескоп гидировать, т. е. наведя его в самом начале полной фазы на какую-либо деталь хромосферы, удерживать ее в центре поля зрения. На таком снимке изображения ярких деталей будут передержаны, но он даст информацию о более слабых. Рекомендуется сделать несколько снимков с различными экспозициями, что возможно, если аппарат позволяет быстро менять пленку. При желании получить снимок внешней короны надо использовать астрограф, снабженный широкоугольной камерой. Экспозицию надо сделать возможно более продолжительной, на 10-15 секунд меньше продолжительности полной фазы затмения. На снимке получатся также изображения наиболее ярких звезд, что даст возможность измерить положения тех или иных деталей внешней короны - лучей, «шлемов», «опахал» и т. п. Сравнение снимков, полученных в различных пунктах наблюдений, может дать сведения о движениях, происходящих в солнечной короне.

Снимки окрестностей Солнца во время полной фазы затмения интересны еще в одном отношении. На таком снимке, полученном светосильной камерой на очень чувствительной эмульсии, могут получиться изображения неизвестных комет. Неоднократно искали также и планету, более близкую, к Солнцу, чем Меркурий. Эти поиски пока были безрезультатными.

Значительный интерес представляют фотометрические исследования солнечной короны, которые можно выполнить по хорошим снимкам, если их соответствующим образом фотометрически стандартизировать. Для этой цели на край снимка, до его проявления, впечатывают шкалу почернений, вызванных источниками света, обладающими заранее известными интенсивностями. Такая шкала почернений дает возможность построить так называемую характеристическую кривую фотографической эмульсии.

Дело в том, что плотность фотографического изображения не пропорциональна интенсивности излучения того источника света, изображение которого получено: они связаны более сложной зависимостью. Зная интенсивности и соответствующие им плотности изображения, можно построить кривую, выражающую эту зависимость. Для этого надо на одной из осей прямоугольных координат отложить плотности почернений, а на другой - интенсивности и провести по точкам плавную линию. Это и будет характеристическая кривая эмульсии. После этого по измеренным плотностям почернений можно с этой кривой отсчитать соответствующие интенсивности деталей хромосферы и короны. Нанесение стандарта требует применения специального прибора. Однако можно обойтись и без него. Не проявляя снимка короны, надо дождаться ближайшего полнолуния. Установив на значительном расстоянии (около 100 м) от аппарата белый экран, надо на той же эмульсии получить ряд снимков освещенного светом Луны экрана с выдержками, увеличивающимися в геометрической прогрессии, начиная с 1 секунды, например 1 секунда, 2 секунды, 4 секунды, 8 секунд и т. д.

Считая, что освещенность увеличивается пропорционально увеличению выдержки, мы получим нужную нам шкалу почернений. Эти снимки должны быть проявлены в тех же самых условиях, что и снимок короны (лучше всего вместе с ним). Эта замена прибора последовательностью увеличивающихся экспозиций не вполне законна, но ее легче осуществить.

Среди задач, вполне доступных любителю, можно назвать определение общего блеска солнечной короны, или, иными словами, той освещенности, которую корона создает на поверхности Земли. Такие наблюдения можно произвести, пользуясь обыкновенной фотографической камерой без объектива. Камера устанавливается так, чтобы фотографическая пластинка была перпендикулярна к лучам, испускаемым солнечной короной. Во время полной фазы затмения производим следующие операции. Открываем кассету, выдвинув шторку на два-три сантиметра, и получаем первую экспозицию, скажем, в течение 5 секунд. Затем выдвигаем шторку еще на один «шаг» (на 2-3 см) и снова экспонируем 5 секунд. Таким образом, первая «полоска» будет засвечена уже в течение 10 секунд. Затем делаем третий «шаг» и т. д. В результате снимок будет покрыт полосами, имеющими различные плотности почернений.

Не проявляя снимка, проделаем те же самые операции через две недели, во время полнолуния, направив камеру на полную Луну. Получаем снимок, засвеченный светом полной Луны. Заметим, что этот второй снимок должен быть сделан возможно ближе к моменту полнолуния, так как блеск Луны вблизи него изменяется очень сильно и быстро. Сведения о моменте наступления полнолуния надо взять из Астрономического Календаря.

После этого оба снимка проявляем одновременно в одной кювете. Сравнивая оба снимка, мы сможем определить их почернения и установить отношение полного блеска солнечной короны к блеску полной Луны.

Кроме этих наблюдений, любитель может выполнить ряд метеорологических наблюдений, сделать описание поведения животных и растений во время затмения и т. п.

Описание весьма разнообразных любительских наблюдений во время солнечных затмений можно найти в «Бюллетене Всесоюзного астрономо-геодезического общества» № 3, 1940 г. и № 6 (13), 1949 г., а также в книге «Солнечные затмения и их наблюдения» (Физматгиз, 1960).