Исследование хромосом по бесщелевым спектрофотометрическим наблюдениям во время полных солнечных затмений тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 00.00.00, Наговицын, Юрий Анатольевич

• Наговицын, Юрий Анатольевич
• 1984

Оглавление диссертации Наговицын, Юрий Анатольевич

ВВЕДЕНИЕ

Глава I. НЕКОТОРЫЕ ПРАКТИЧЕСКИЕ ЗАДАЧИ СПЕКТРОФОТОМЕТРИ

ЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ СОЛНЕЧНОЙ ХРОМОСФЕРЫ

§1. Подход к задачам об атмосферном искажении пространственного распределения.интенсивности"резкой., границей"

§2. Нахождение нульпункта высот в хромосфере и аппаратной функции атмосферных.дрожаний в."полуклассиче-. с ком" приближении.

§3. Нахождение нульпункта высот в хромосфере и аппаратной функции атмосферных дрожаний.в "неклассическом" приближении.

§4. Нахождение нульпункта высот и другие практические задачи затменных бесщелевых.спектрофотометрических наблюдений.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование хромосом по бесщелевым спектрофотометрическим наблюдениям во время полных солнечных затмений»

Изучение спокойной солнечной атмосферы - одно из важных направлений физики Солнца, развивающееся уже более 100 лет. Хромосфера - область атмосферы, о которой и будет идти речь в этой работе,- замечательна тем, что ее исследования имеют широкий спектр применений. Прежде всего, вспышки - наиболее значимые с практической точки зрения из нестационарных процессов на Солнце, локализованы на хромосферных высотах, и таким образом, параметры невозмущенной хромосферы выступают как бы в качестве начальных и граничных условий в описании вспышечных процессов. Далее, большая доля УФ-излучения, влияющего на формирование земной ионосферы, образуется именно в хромосфере. Кроме того, сравнительно недавно выяснилось, что классическая двухмерная спектральная классификация звезд, опирающаяся, в основном, на состояние фотосферы, не может адекватно описать все многообразие спектров,, и уже предложена пятипараметрическая классификация, учитывающая состояние верхних слоев атмосфер и, прежде всего,-звездных хромосфер [I] . Поскольку Солнце представляет собой идеальный объект для тестирования результатов звездной астрофизики, и в этом случае изучение хромосферы Солнца имеет исключительную важность. Здесь же заметим, что.именно в солнечной хромосфере мы наблюдаем наиболее выраженную структурность, что делает ее-более сложной для описания, но.зато и уникальной, в частности, для физики звездных хромосфер.

Исторически, хромосфера долгое время оставалась незамеченной. Исключение.здесь составляют древнерусские летописи. Фраза ".и в солнци учинися яко месяц, из рог его яко уголь жаров исхожаше", впервые сказанная по поводу полного солнечного затмения I мая 1185 г., в дальнейшем с незначительными вариациями неоднократно повторяется [2] . В Европе - капитан Станиан в 1706 г. в отчете о затмении упоминает "кроваво-красную полосу". Аналогичное наблюдение принадлежит Галлею и Лувиллю ( 1715 г.). После этого более, чем в течение века хромосфера и протуберанцы не привлекают к себе внимания (исключение - Феррес, 1806 г.), в крайнем случае, их приписывают обману зрения.

Серьезные наблюдения хромосферы и протуберанцев были начаты в 1842 г. Собственно термин "хромосфера".введен Франклендом и Локьером в 1869 г. До этого Эри ( 1842 г.) называл этот слой атмосферы "сьеррой". Некоторые наблюдатели, например, Проктор, предпочитали первое название. Поскольку наиболее благоприятные условия для наблюдений хромосферы - полные солнечные затмения, история открытий в хромосфере на ранних этапах связана с датами затмений.

Затмение 1851 г. Удалось установить, что протуберанцы принадлежат не Луне, а Солнцу. Они интерпретируются как выступы хромосферы.

Затмение I860 г. Получены первые фотографии хромосферы и. протуберанцев. Секки, по-видимому, впервые наблюдал спикулы.

Затмение 1868 г. Первое применение спектроскопа к хромосфере и протуберанцам. Показано, что их состав - в основном, водород. Жансен и Локьер наблюдали спектр протуберанцев вне затмения. Им же принадлежит открытие гелиевой линии Dj .

Затмение 1870 г. Юнг впервые наблюдал "обращающий слой".

-Затмение 1896 г. Локьер предложил призматическую камеру -бесщелевой спектрограф. Ему же принадлежит термин "спектр вспышки" (первый несовершенный спектр вспышки был сфотографирован в 1893 г.). Шекльтон с бесщелевым спектрографом подтвердил существование "обращающего слоя".

После 1896 г. призматическая камера стала систематически применяться на затмениях. В 1905 г. Митчел применил вместо призмы решетку Роуланда. В дальнейшем, в 1947 г., он опубликовал результаты наблюдений пяти затмений (с 1901 по 1937 гг.)*. отдельные спектрограммы, нет стандартизации, интенсивности определялись визуально [4J . Фотометрическую стандартизацию стали впервые применять Дэвидсон и Стрэттон в 1926 г.[5].

В 1928 г. Паннекук и Миннарт и в 1932 г. Силлие и Мензел [3 ] предложили метод "прыгающей пленки" - наиболее совершенный способ использования бесщелевого спектрографа»

Первый список хромосферных линий, наблюденных вне затмения, опубликовали в 1915 г. Адаме и Барвелл [6 ] .

Редман в 1942 г. [7] опубликовал профили хромосферных линий, полученные во время затмения 1941 г. со щелевым спектрографом.

Первое исследование спикул принадлежит Секки (1877 г.). Ему же принадлежит сравнение хромосферы с "горящей прерией". В 30-е годы спикулы изучал Перепелкин. Собственно термин "спикула" ввел Роберте, ему же принадлежит их первое подробное изучение [8].

По современным представлениям, хромосфера вместе с переходной зоной может рассматриваться как промежуточная область между резко отличающимися по физическим характеристикам фотосферой и короной. Фотосфера имеет сравнительно низкую температуру и высокую плотность, достаточную для установления JITP и контроля вещества над магнитным полем. Корона, наоборот, имеет температуру в несколько миллионов градусов и плотность низкую настолько, что газ неравновесный, а движения плазмы контролируются магнитным полем (до области солнечного ветра). Естественно, что физические условия в хромосфере, где начинается столь резкий переход, имеют специфический характер. Принято разделять хромосферу на три части: нижнюю, среднюю и верхнюю.

Нижнюю хромосферу представляют обычно сферически симметричной. Ее отдельные детали, видимые в свете линий, излучаемых в этой области (например, в Л5173 А Д4554 АЬа 11 и т.п.), вносят, по-видимому,.незначительный вклад в суммарную интенсивность. Строго говоря, по определению мы принимаем за нижнюю хромосферу тот слой хромосферы, где отклонения параметров от своих горизонтальных средних пренебрежимо малы, и, следовательно, справедливо одномерное описание.

Верхняя хромосфера имеет резко выраженную горизонтальную структурность, которая проявляется в виде спикул при наблюдениях на краю диска Солнца и виде деталей хромосферной сетки при наблюдениях на диске. Поскольку за верхнюю хромосферу, по определению, мы можем принять слой, в котором уже осуществлен переход к доминирующей роли магнитного поля над веществом, а магнитное поле в хромосфере имеет пространственно упорядоченный характер, в виде сеточных структур, модели верхней хромосферы должны учитывать эту упорядоченность. Такая модель - с регулярными ячейками- построена, например, в [9] .

Наиболее проблематичной представляется средняя хромосфера. В этой области как раз и осуществляется переход к доминированию магнитной энергии. В табличке (по ) представлены вычисленные на основе средней одномерной модели высоты в хромосфере, на которых вещество и магнитное поле взаимодействуют по-разному, образуя области,контролируемые веществом, и области, контролируемые магнитным полем.

Высота, км

Состояние

600

Полностью контролирует вещество

600 - 1300

Движение вещества происходит вдоль магнитных силовых линии, но давление газа может противостоять магнитному полю

1300

Полностью контролирует магнитное поле

В действительности, однако, на высотах & 1300 км средняя одномерная модель неприменима, и расчет реальной картины гораздо сложнее. Адекватное газодинамическое описание должно включать учет магнитного и газового давления, а также инерциальных и гравитационных сил и быть трехмерным с учетом структур. Одним из шагов к созданию такой трехмерной модели является построение надежной многокомпонентной эмпирической модели излучающих областей (см. главу 3 этой работы).

Другая проблема - баланс энергии в хромосфере и инверсия температуры. В [il] подробно рассчитана модель, в.которой принимается радиативное равновесие нижней хромосферы. Ход температуры оказывается монотонно-убывающим с высотой. Реальная же хромосфера после температурного минимума на высоте нескольких сотен км испытывает инверсию хода температуры и величина излученной энергии становится существенно большей, чем поглощенной радиативной энергии. К настоящему моменту наиболее принятой является та точка зрения, согласно которой хромосфера нагревается, вследствие диссипации энергии волн, генерируемых конвекцией. Детальной разработке этого механизма нагрева посвящены, например, работы [l2] , [iб] , [l7] и др. Кейрилом [18] обсужден иной механизм подъема температуры, основанный на особенностях установления кинетической температуры свободных электронов в условиях отсутствия JITP, и в области над температурным уровнем Tfoj^ в нижней хромосфере этот механизм в состоянии обеспечить подъем температуры на «*1000°.

В [l9 - 2о] Атей приводит данные радиативных потерь,полученные суммированием излучения в спектральных линиях. Для нижней хромосферы (по [20] ) потери эрг/см^с"1, для верхней хромосферы и короны ^ 6*10 . Поток теплопроводности из короны в хромосферу л-4*10 , так что теплопроводность из короны не может обеспечить нагрев хромосферы в целом, но вклад в нагрев имеется.

Таким образом, построение модели хромосферы встречается с определенными трудностями, такими как учет структур, магнитного поля, нерадиативных источников энергии.

Существующие модели хромосферы можно разделить на два типа. К первому относятся однородные модели, рассматривающие характеристики атмосферы, усредненной для данной высоты. Зто такие, как модель ИЗМИРАН [21 - 23] , утрехтская стандартная атмосфера [24] , бильдербергская модель по континууму [25] , Гарвард-ско-смитсонианская [2б] и, одна из последних,-"VAL et at) [28 - 29] Поскольку однородные модели, по определению, -одномерные, они в состоянии адекватно описать только нижнюю хромосферу. Для более высоких слоев необходимы модели другого типа - многокомпонентные, учитывающие.горизонтальную неоднородность средней и верхней хромосферы. Обзор таких моделей будет представлен в главе 3, сейчас же остановимся на задачах этой работы.

Цельработы.

Основными целями работы являются получение уверенных наблюдаемых параметров излучения в избранных спектральных линиях и построение на их основе эмпирической многокомпонентной модели физических характеристик излучающих областей хромосферы.

Актуальность

Построение многокомпонентной модели излучающих областей хромосферы необходимо для адекватного описания физических условий в этом слое атмосферы, имеющем резко выраженную структурность. Поскольку в настоящий момент существуют различные представления о характере локализации излучения водорода,гелия и металлов, следует выяснить, какие из этих представлений правомерны.

Актуальным является получение надежных данных о наблюдаемых параметрах излучения в спектральных линиях. Решение этой задачи необходимо для построения эмпирических многокомпонентных моделей, а также представляет самостоятельный интерес. Так,например, Г.А.Гурзадян [i], опирались на значения турбулентных скоростей, полученных нами.[73 - 74] по материалам полного солнечного затмения 1973 г. и на "Скайлэб" [27] , обосновывает вывод об относительно высокой турбулизации переходной зоны от хромосферы к короне. Расчет в модели поля турбулентных скоростей может быть полезен также для выяснения природы нетепловых источников энергии, вносящих значительный вклад в энергобаланс солнечной оболочки.

Построение эмпирической неоднородной модели хромосферы Солнца актуально, кроме того, и для физики звездных атмосфер, где ввиду отсутствия пространственного разрешения при наблюдениях модели - сугубо однородные, и, следовательно, найденные закономерности носят "недетализованный" характер.

Новизна тботы

1. Для решения ряда практических задач об искажении радиального распределения интенсивности атмосферными дрожаниями . предложен новый подход "качественных" интегральных уравнений, и на его основе, в частности, - "краевой" метод нахождения градиентов излучения слабых линий нижней хромосферы, не определяемых по традиционной для бесщелевых наблюдений методике "прыгающей пленки". С помощью предложенного метода по материалам мексиканского (7 марта 1970 г.) и мавританского (30 июня 1973 г.) затмений найдены градиенты и полные абсолютные интенсивности ряда слабых линий.

2. Предложена новая методика получения истинных полуширин хромосферных линий по затменным бесщелевым наблюдениям, и по материалам мавританского затмения найдены допплеровские скорости для ряда металлических, водородных и гелиевых линий в нижней и средней хромосфере.

3. Подтверждено, что свечение гелия по крайней мере не полностью низкотемпературно, и по материалам двух затмений найдено значение кинетической температуры в гелиевых областях

Тк =.23200 + 1400°.

4. Предложена схема построения эмпирической многокомпонентной модели, средней хромосферы путем решения системы уравнений, связывающих наблюдаемые и истинные физические параметры. По материалам мавританского затмения построены 7 двухкомпонентных моделей излучающих областей средней хромосферы согласно различным представлениям о характере локализации свечения спектральных линий и температуре. Впервые произведен количественный расчет "комбинированного" свечения водорода в горячих и холодных компонентах.

Научное и практическоезначение

В работе показывается, что предположение о сугубой локализации излучения водорода и гелия в пространственно разделенных областях, принимаемое многими авторами, не удовлетворяет наблюдениям. В то же время рассмотрение "комбинированного" излучения водорода позволило для наиболее "удачных" моделей №№ 5 и 7 согласовать значения турбулентных скоростей в различных компонентах излучения, неравенство которых было одной из трудностей предыдущих разнотемпературных моделей. Модели 5 и 7 позволят лучше понять строение средней хромосферы Солнца и могут служить основой будущих моделей следующего порядка достоверности.на пути к трехмерному описанию структур.

Разработанные методы могут оказаться полезными для получения дополнительной информации со.спектрограмм прошлых затмений (полуширины линий,' градиенты излучения слабых линий), а также при моделировании физических характеристик хромосферы на основе внезатменных наблюдений с высоким пространственным.разрешением по схеме, аналогичной предложенной в этой работе.

Abtojd выно£ит назащит^:

I. Методы нахождения нульпункта высот в хромосфере и аппаратной функции атмосферных дрожаний по внезатменным наблюдениям.

2. "Краевой" метод определения градиентов излучения слабых линий нижней хромосферы и результаты его применения к материалам мексиканского и мавританского затмений.

3. Методику нахождения истинных полуширин хромосферных линий по затменным бесщелевым спектрофотометрическим наблюдениям и результаты ее применения для определения допплеровских скоростей по металлическим, водородным и гелиевым линиям для мавританского затмения.

4. Схему построения эмпирической многокомпонентной модели излучающих областей средней хромосферы.

5. Анализ различных представлений о характере локализации свечения водорода и гелия в средней хромосфере, произведенный на основе построения моделей №№ 1-6.

6. Значения физических параметров в излучающих областях, полученные в модели № 5.

Публикациииличный вклад авто]эа

Основное содержание диссертации опубликовано в 14 статьях. Из них [45],[52],[60},[7l] написаны без соавторов, в [б4] , [73-75] , [92] , [ЮЗ] , [138-139] автору принадлежат методы и результаты их применения (кроме определения Тк гелия в [74]), в [lOl"j,[137^-применяемые методы. Использованные наблюдения мексиканского и мавританского затмений получены соавторами - В.М.Соболевым и Г.Ф.Вяльшиным. Ими же ранее была произведена первоначальная спектрофотометрическая обработка этих наблюдательных материа-лов[з2-.38"]» соответствующая методике В.П.Вязаницына[з1].

Апробация: Отдельные части работы докладывались на научных собраниях ГАО АН СССР и Горной станции ГАО АН СССР,а также на Пленуме секции "Солнце" Астросовета (Кисловодск, 1980 г.).

Заключение диссертации по теме «Другие cпециальности», Наговицын, Юрий Анатольевич

п.5. Основные выводы.

1. Модель 3 не вполне удовлетворяет нашим наблюдательным данным из-за несогласованности свечения компонент I и II в линии Н^ .

2. Модель 4 дает нереальные значения толщины "гелиевой оболочки; при столь больших значениях этой толщины наблюдения с

- 137 высоким пространственным разрешением уверенно установили бы больший размер "гелиевых" спикул по сравнению с "водородными".

3. Модель 5 дает в двухкомпонентном варианте несколько меньшие диаметры спикул, чем это следует из наблюдений. Введение в рассмотрение третьей - металлической - компоненты делает модель самосогласованной.

4. Модель б не выдерживает теста на самосогласованность: разные формулы для вычисления допплеровских скоростей во второй компоненте дают разные результаты.

Таким образом, в этом параграфе и в [l38] мы рассмотрели стратифицированные ("оболочечные") модели.

§ 5. Волоконная модель ( модель 7 ).

Как мы уже отмечали, представления о волоконном строении солнечной хромосферы развивались в Пулкове, начиная с работ [из], [ll8] идр. В [99] было указано, что в противоположность резкому переходу от наиболее холодных волокон, дающих излучение в металлических линиях к "водородным", переход от "водородных" к "гелиевым", имеющим температуру выше' 20000°, не столь резкий, водород по [зо] может давать излучение и при высоких температурах. Однако,.количественных оценок этого эффекта выполнено не было. Модель 7, разбираемая нами в этом параграфе, и в [l39"| , -это как раз волоконная модель с комбинированным свечением водорода.

Основная система уравнений, переписанная для модели 7, полностью, совпадает с системой уравнений для модели 5 ( а также для модели 3, но "Vj- "Mr ). Решение ее также, находится аналогичным образом. Объем спикул ограничивает сверху суммарные излучающие

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Приведем основные результаты проделанной работы.

1. В "полуклассическом" и "неклассическом" приближениях решена задача нахождения нульпункта высот в хромосфере и аппаратной функции атмосферных дрожаний.

2. Предложен "краевой" метод нахождения параметров излучения слабых линий нижней хромосферы и произведена обработка ряда слабых линий для двух затмений.

3. По данным трех затмений определены температура возбуждения и атомные и электронные концентрации для ряда металлических линий нижней хромосферы.

4. Предложена методика получения истинных полуширин хромосферных линий по затменным бесщелевым наблюдениям и получены надежные значения допплеровских скоростей в нижней ( ЯГ = 3 -9 км/с) и средней хромосфере (водород: ^ = 15 - 17 км/с, гелий: 10 - 12 км/с) по материалам мексиканского и мавританского затмений.

5. На материалах двух затмений показано, что излучение ге0 лия в линии Не 3889 А, по крайней мере, не полностью низкотемпературное в соответствии с результатом [90] и найдено значение Т = 23200 + 1400° для областей свечения гелия.

6. Предложена методика построения эмпирической многокомпонентной модели средней хромосферы и на основе материалов мавританского затмения построены 7 двухкомпонентных моделей при различных предположениях о характере локализации свечения гелия и водорода. Произведена проверка моделей на самосогласованность.

7. Показано, что модели с сугубо-локализованным свечением водорода и гелия в пространственно разделенных областях не удовлетворяют использованным наблюдательным данным.

8. Для основных моделей ( №№ 5 и 7) учет "комбинированного" излучения водорода позволил согласовать значения нетепловых скоростей в средней хромосфере для металлической, водородной и гелиевой компонент излучения, различие которых было одной из трудностей предыдущих разнотемпературных моделей, и построить модели, не противоречащие использованным наблюдательным данным.

Таким образом, основные цели работы - получение надежных наблюдаемых параметров излучения в избранных спектральных линиях и построение на их основе эмпирической многокомпонентной модели солнечной хромосферы - выполнены. В целом, рассмотрение затменных бесщелевых спектрофотометрических наблюдений с новых точек зрения открыло новые методические возможности для исследования хромосферы, и можно надеяться на дальнейшее усовершенствование предложенных методов и новые результаты.

Благодарности. Автор искренне благодарит.к.ф.-м.н. В.М.Соболева, руководителя этой работы, и к.ф.-м.н. Г.Ф.Вяльшина,соавтора многих статей по теме диссертации, - за ту помощь,кототая была ему оказана в процессе выполнения работы, а также д.ф.-м.н. Г.Б.Гельфрейха - за просмотр рукописи и ряд ценных замечаний.

Нельзя также не отметить роль в появлении этой работы ушедших из жизни чл.-корр.АН СССР 0.А.Мельникова,чл.коpp.АН СССР В.А.Крата и д.ф.-м.н. проф.Г.М.Никольского,обсуждение с которыми ряда вопросов было весьма полезным.

Особой благодарности заслуживают мои непосредственные начальники - д.ф.-м.н. М.Н.Гневышев и к.ф.-м.н. В.И.Макаров - за постоянную стимуляцию работы над диссертацией.

Автор также благодарит к.ф.-м.н. К.С.Тавастшерна и всех сотрудников Отдела физики Солнца и Горной станции ГАО АН СССР,оказавших содействие на различных этапах выполнения этой работы.

Список литературы диссертационного исследования Наговицын, Юрий Анатольевич, 1984 год

1. Гурзадян Г.А. Звездные хромосферы.- М.:Наука,1984,424 с.

2. Святский Д,Астрономические явления в русских летописях с научно-критической точки зрения.-Петроград,1915,214 с.

3. Cillie G.G. ,Menzel D.H, The Physical Stats of the Solar Chromosphere,- Harv.Giro,* 1935,No 4-10,p.1-40.

4. Mitchell S.A, Chromospheric Spectrum from Eclipse Expeditions,- Ap,J., 1947, vol,105, p.1-35.

5. Davidson C.R.Stratton tf.J.M, Report on the Total Solar Eclipse of 1926 January 14,- Mem,Roy,Astron,Soc,, 1927, vol,64, p. 105 14-8,

6. Adams W,S,,Burwell C.G, The Plash Spectrum without an Eclipse.- Ap,J,, 1915, vol.41, p.116 146,

7. Redman R,0. Spectrographic Observations at the Total Solar Eclipse of 1940 October 1,- M ,N.»1942,vol,102»Р»134-151 *

8. Roberts W.O, A Preliminary Report on Chromospheric Spicules of Extremely Short Lifetime,- Ap,J,, 194-5» vol,101, p,136 -140,

9. Gabriel A.H, A Magnetic Model of the Solar Transition Region,-Phil.Trans,Roy,Soc.Lond, ,1976,vol#A281,p,339-352,

10. Гиббсон Э, Спокойное Солнце,- М.:Мир, 1977, 408 с.

11. Kurucz R. A Preliminary Theoretical Line-Blanketed Model Solar Photosphere,- Solar Phys.,1974,vol.34,p.17-23,

12. Дубов Э.Е. 0 балансе энергии и структуре хромосферы. Изв. КрАО, I960, т.22, с.101-117.

13. Astrophys.Obвеrv.» 1964, Ho 167» p.239-244,

14. Соболев В.М.,Вялыпин Г.Ф. Абсолютная спектрофотометрия хромоосферных линий H^HgjHp и Не 3888.65 А по снимкам полного солнечного затмения 30 июня 1973 г.-Солн.данные,1976,№2,с.74-80.

15. Михалас.Д. Звездные атмосферы,т.I.- М.:Мир,1982, 352 с.

16. Томас Р.Дтей Р. Физика солнечной хромосферы. М.: Мир, 1965, 528 с.

17. Тихонов А.Н.,Арсенин В.Я. Методы решения некорректных задач.- М.: Наука, 1979, 286 с.

18. Gaustad J.B,,Hogerson J,В. Ihe Solar Limb Intensity Profile,-Ap.J,,1961> vol.134, p.323-330.

19. Минасянц Г.С. О контравте солнечных пятен. Солн.данные, 1974, № 2, с.89-97.

20. Юдина И.В. Фотоэлектрическая фотометрия пор в двух областях непрерывного спектра.П. Солн.данные,1977,№ б,с.57-62.

21. Наговицын Ю.А. К определению нульпункта высот в хромосфере.-Солн.данные, 1977, № 2, с.70-74.

22. Gulayev R, The Brightness of the Helium Dj Line in the Undisturbed Chromosphere from Eclipse Observations,- Solar Phys,, 1975, vol.44, p,25 40,

23. Вязаницын В.П. Интенсивности и градиенты хромосферных линий.- Изв.ГАО, 1952, № 149, с.40-46.

24. Вязаницын В.П. Исследование солнечной хромосферы.I.-Изв.ГАО, 1956, № 156, с.16-59.

25. Соболев В.М.,Вяльшин Г.Ф.,Наговицын Ю.А. Определение волных интенсивностей и логарифмических градиентов слабых хромосферных линий в областиЛ\3890-3970 по материалам двух солнечных затмений.- Солн.данные, 1978, № 10, с.83-88.

26. Menzel D.H. A Study of the Solar chromosphere,. Publ.Lick. Obs.,1931 * no 17, 20 p.66» Zirker J.B. The Metallic Chromosphere at the khartoum Eclipse.- Ap,J.,1958,vol,127. P,680-713.

27. Соболев В.В. Курс теоретической астрофизики.-М.:Наука,1975, 616 с.

28. Наговицын Ю.А. Эмпирический анализ физических характеристик нижней хромосферы в первом приближении по материалам трех полных солнечных затмений.- Солн.данные,1980,№ 9,с.89-95.

29. Крат В.А. О градиентах хромосферных линий (По наблюдениям полного солнечного затмения 25 февраля 1952 г.).- Изв.ГАО, 1955, № 153, с.31-39.

30. Крат В.А.,Крат Т.В. О физике солнечной хромосферы.- Изв.ГАО, 1961, № 167, с.6-51.

31. Гуляев Р.А. Исследование солнечной хромосферы по наблюдениям линии гелия 10830.Автореф.канд.диссертации.-М.:ИЗМИРАН,1964.

32. Со^олеБ В.М.,Вялынин Г.Ф.,Наговицын Ю.А. Определение кинетической температуры нижней хромосферы по линиям гелия на основе наблюдений двух полных солнечных затмений,- Солн.данные, 1982, № 12, с.88-93.

33. Wiese W.L.,Smith 1.W.,Jlenon B.M, Atomic Transition Probabilities, Yol, I. Washington, 1966, 154 p,

34. Netherl,,1954, N 12, p.165-176.107, Крат В.А.Дотляр Л.М. Стратосферная астрономия.- Л.: Наука, 1976, 152 с.108, Athay R.G, ,Menzel D,H, A Model of the Chromosphere from the Helium and Continuum Emission,- Ap,J,,1956,vol,123, p,285-293,

35. A til ay H.G. ,Jonson H.R. The Excitation of He I in the Solar Spectrum.- Ap.J,,1960,vol.131» p.413-428.

36. Шкловский И.С.Дононович Э.В. К вопросу о моделях солнечной хромосферы.- АЖ, 1958, т.35, с.37-51.

37. Zirin Н.,Dietz H,D, The Structure of the Solar Chromosphere I.A Picture Based on Extreme Ultraviolet,Millimeter,and

38. Л10830 Data,- Ap,J.,1963,vol,138, p,664-679,

39. Лившиц.M.А. Ширина линий в спикулах.-АЖ,1966,т.43,с.718-726.

40. Крат В.А.ДратТ.В.,Правдюк Л.М. О физической неоднородности солнечной хромосферы.- Изв.РАО, 1956, № 156, с.60-66.в О

41. Соболев В.М. К вопросу о составлении уравнений стационарности для водорода.- Солн.данные, 1963, № 5, с.58-62.124, Соболев В.М. Стационарное распределение атомов Hell по подуровням и интенсивности линий Hell. Изв.ГАО, 1963, № 173, с.28 - 41.

42. Соболев В.М. О решении уравнений стационарности для водорода.-Солн.данные, 1974, № I, с.65-74.126* Соболев В.М. О роли различных механизмов в возбуждении и ионизации водорода.- Солн.данные,1974,№ 3, с.56-65.

43. Дубов Э.Е. Дальнейшее развитие модели хромосферы и переходного слоя.- Изв.КрАО, 1976, т.55, с.27-36.128, Kuperus М. The Heating of the Solar Corona,- Space Sci.Rev,» 1969,vol.9,P.713-739.

44. Kopp R.A.,Kuperus N. Magnetic Fields and the Temperature Structure of the Chromosphere-Corona Interface,- Solar Phys.,1968,vol,4, p.212-223.

45. Kuperus M. The Heating of the Solar Corona, -Space Sci.Rev,, 1969,vol,9, p.713-739.

46. Papushev P,G, Comments on the Mechanism for the Spicule Support»- Solar Phys,,1980,vol.68,p#275-278,

47. Beckers J.M, Solar Spicules,- Solar Phys.,1968, vol.3, p.367 433.

48. Соболев В.М.,Наговицын Ю.А. Эмпирическая "волоконная" модель средней хромосферы с "комбинированным" свечением водородапо материалам полного солнечного затмения 30 июня 1973 г. -Солн.данные, 1983, № 2, с.91-97.

49. Krall К,Н.,Bessey R.J,,Beckers J.M. A Time Evolution Study of Limb Spicule Spectra,-Solar Phys,,1976,vol.46,p.93-114,