CC BY
14ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЦА В «ДОКОСМИЧЕСКИЙ» ПЕРИОД
Лысенко В.Е., Иванов А.Л., Иванов В.А.
ФГБОУ ВО «Кубанский государственный университет», Краснодар, Россия
Аннотация
В статье приводится обзор истории изучения внешних оболочек Солнца по зарубежным источникам. Дается периодизация процесса изучения Солнца и результаты, с которыми научное сообщество приступило к изучению Солнца с помощью космических аппаратов.
Ключевые слова: солнечная корона, хромосфера, фотосфера, поляризация, короний, спектральные линии, рассеяние.
Чтобы понять, как научное сообщество пришло к мнению о высокой температуре солнечной короны, являющейся нерешенной проблемой физики, следует рассмотреть историю исследований Солнца.
Всю историю изучения Солнца можно разделить на два периода: докосмический (наземные наблюдения) и космический (внеатмосферные наблюдения). При таком делении следует учитывать, что изучение Солнца с помощью наземной техники не прекратилось. А с появлением теории строения звезд Субраманьяна Чандрасекхара и магнитной гидродинамики Ханнеса Альфвена в изучении Солнца приобрели заметную роль методы математического моделирования. Основная цель данной работы — проследить историю изучения атмосферы Солнца в докосмический период.
Начинать историю изучения Солнца принято с телескопических наблюдений Галилео Галилея, обнаружившего пятна на поверхности фотосферы. До появления других инструментальных методов изучение Солнца было связано в основном с фиксацией числа пятен. На примерно десятилетний период в изменении числа солнечных пятен впервые обратил внимание Генрих Швабе [1]. Его работа привлекла внимание директора Бернской обсерватории
Рудольфа Вольфа, он организовал регулярные наблюдения солнечных пятен и уточнил период появления пятен на Солнце — 11 лет. Он же ввел индекс солнечной активности — число Вольфа.
Началом спектроскопических исследований Солнца считается открытие Вильямом Волластоном в 1802 году темных линий на фоне континуума в спектре Солнца. Он наблюдал их визуально с помощью призмы, помещенной на луче зрения. Методика его наблюдений описана в работе [2]. Качество этих наблюдений крайне низкое. Волластон не задавался целью изучения феномена.
Йозеф Фраунгофер в 1814 году пронумеровал темные линии на фоне сплошного спектра Солнца, с тех пор они носят название фраунгоферовых линий. Фраунгофер описал около 350 линий разной интенсивности и ширины [3]. Впоследствии длины волн фраунгоферовых линий неоднократно уточнялись, по мере совершенствования методов наблюдений увеличивалось также число линий.
В спектре фотосферы в видимом диапазоне длин волн самыми мощными являются линии поглощения водорода бальмеровской серии, желтый дублет натрия и зеленый триплет магния. Причем эти линии легко узнаваемы не только по длинам волн, но и по своему виду и характерному взаиморасположению. Остальные линии сильно уступают в выраженности и приписываются разным элементам: в большинстве своем железу [4].
В 1932 году Шарлотта Мур публикует обширное исследование спектра солнечных пятен [5]. В нем приводятся интенсивности для 6312 спектральных линий атомного происхождения в спектре пятна, дается оценка температуры пятна в 4720±40 К, была пересмотрена и расширена идентификация спектральных линий.
Стоит отметить, что не все линии фотосферного поглощения идентифицированы. Список неидентифицированных линий на 1966 год приводится в работе [6].
Изучение хромосферы в докосмический период связано с затмениями. Полное солнечное затмение над северной Европой 28 июля 1851 года стало
первым затмением, ставшим объектом международной экспедиции Британского Королевского астрономического общества и экспедиций астрономов из многих других европейских стран. Именно в это затмение появились первые наблюдения хромосферы. Джордж Эйри подумал, что видел яркие горы на поверхности Солнца, но позже стало понятно, что он видел протуберанцы или корональные дуги. Затмение 1851 года привело к появлению первой фотографии солнечного затмения, сделанной Юлиусом Берковским в Королевской обсерватории в Кенигсберге, на которой впервые запечатлены протуберанцы и корональные дуги [7].
18 августа 1868 года Жюль Жанссен сделал фотографии спектра Солнца во время полного солнечного затмения в индийском городе Гунтур. Жанссен обнаружил яркую желтую линию, что указывало на присутствие неизвестного элемента в атмосфере Солнца. Открытие гелия завершил Норман Локьер, обнаруживший ту же линию в спектре дневного света и путем тщательных измерений доказавший, что она не может соответствовать ни одному известному элементу. На сайте Индийского института астрофизики [8] утверждается, что и Норман Погсон во время того же солнечного затмения 18 августа 1868 года в Масулипатаме сделал зарисовку спектра хромосферы, на котором видна желтая линия гелия (фото зарисовки тоже приведено).
Из значительных исследований хромосферы в 20 веке стоит отметить работу К. Девидсона, который проверил идею Е. А. Милна о том, что (1) линии диффузного дублета Са II в инфракрасном диапазоне следует ожидать на каждой высоте, на которой появляются линии основного дублета в фиолетовом диапазоне (Н и К по Фраунгоферу), и (2) инфракрасные линии должны быть более интенсивными, чем линии Н, К на малых высотах в хромосфере, в то время, как на больших высотах они должны быть слабее. Спектр был сфотографирован в областях вблизи Ни К и инфракрасного дублета Са+ с одновременной экспозицией, позволяющей провести прямое сравнение. Установлено, что абсолютная интенсивность инфракрасного дублета (8542 А)
несколько больше, чем у К на средних высотах, что говорит о постепенном уменьшении с высотой возбуждающего фактора [9].
В том же году появилось обширное исследование спектров хромосферы на разных высотах над лимбом [10]. В нем отмечено, что температура нижней хромосферы составляет около 4000 К, а верхней — 32000 К, это получено в результате применения теории Хендрика Крамерса (закон непрозрачности описывает зависимость коэффициента поглощения среды от её плотности и температуры, предполагая, что преобладает поглощение света при ионизации связанного электрона) к непрерывному спектру водорода, который появляется в пределе серии Бальмера.
В 1930 году Сэмюел Митчелл опубликовал сводную таблицу эмиссионных линий в спектре хромосферы, полученном с помощью решетки без щели, содержащую около 2800 хромосферных линий в диапазоне от 3066 А до 7066 А [11]. Он также отметил, что 15 линий не поддались идентификации. В работе содержатся репродукции двух фотографических фрагментов спектра хромосферы, полученных в 1905 и 1925 годах.
После полного затмения 31 августа 1932 года вышли результаты фотографического исследования спектров хромосферы Габриэля Силье и Дональда Менцеля [12]. В нем измерены интенсивности хромосферных линий на различных высотах. При поиске источников возбуждения хромосферных газов было проведено сравнение с расчетами по формуле Саха, подразумевающей тепловое возбуждение атомов. В результате авторы высказали мнение, что источником возбуждения является излучение фотосферы электромагнитное и/или корпускулярное.
В 1947 году вышло исследование Руперта Вилдта [13]. В нем определен радиальный спад плотности водорода в хромосфере, он строго экспоненциальный вплоть до высот порядка 15000 км. Градиенты плотности, полученные по линиям серий Бальмера и Пашена, хорошо согласуются. Тот же градиент плотности водорода является результатом сравнения электронной плотности у основания хромосферы с электронной плотностью на высоте 15000
км, выведенной Баумбахом из абсолютной интенсивности непрерывного спектра солнечной короны, поскольку свободные электроны почти все образуются в результате ионизации водорода, так как водород — наиболее распространенный элемент. Градиенты плотности Fe I и Fe II совместимы с существованием ионизационного равновесия с постоянной температурой во всей хромосфере. Градиент плотности водорода в хромосфере, составляющий всего 14% от гидростатического градиента при граничной температуре Солнца, соответствует кинетической температуре порядка 35000 К. Это же число выходит из анализа профилей линий Ир, Ит и И5. Тот факт, что градиенты плотности металлов ниже 2000 км примерно в пять раз больше, чем у водорода исключает существование какой-либо заметной хромосферной турбулентности, отличимой от тепловых движений, одинаково влияющей на все атомы, независимо от атомного веса.
Первые этапы изучения солнечной короны связаны только с полными затмениями, поскольку Бернар Лио построил свой внезатменный коронограф только в 1930-м году [14].
При фотографических наблюдениях затмения 10 сентября 1923 года в Мексике Джон Миллер и Росс Мариотт отметили наличие протуберанцев и струйное расположение вещества короны вблизи полюсов [15].
Фотоэлектрические оценки блеска короны проводились, по-видимому, с 1886 года, однако практическая ценность этих результатов сомнительна. В статье Якоба Кунца и Джоела Стеббинса приводится перечисление результатов и их критика. Сами авторы во время затмения 8 июня 1918 года дают отношение блеска короны к блеску полной Луны равное 0,5 [16].
Во время затмения 24 января 1925 года Харлан Стетсон и Вильям Кобленц провели измерения интенсивности излучения солнечной короны с помощью термопары [17]. Их результаты сводятся к тому, что в излучении короны присутствует избыток инфракрасного излучения по сравнению с излучением фотосферы. Далее они дают оценку температуры вещества короны 3000°С и утверждают, что излучение, возможно, формируется большим
количеством космической пыли или других частиц в окрестностях Солнца (или частиц, выбрасываемых Солнцем), которые, освещенные солнечным светом, являются значительным фактором в формировании внешнего вида короны и наблюдаемого непрерывного спектра, пересеченного линиями Фраунгофера. Они также считают, что хорошо известная поляризация света короны является прямым и независимым доказательством существования тонкоизмельченной материи в окрестностях Солнца. Частицы такого материала, постоянно подвергающиеся воздействию интенсивного солнечного тепла, будут не только отражать часть солнечного света, но и поглощать солнечное излучение и переизлучать его с большим количеством энергии в инфракрасном диапазоне.
Первые серьёзные спектральные наблюдения хромосферы и короны, по -видимому, выполнены Чарльзом Девидсоном и Фредериком Страттоном 14 января 1926 года в полное солнечное затмение [18]. Они дают длины волн и интенсивности около 1000 хромосферных линий в диапазоне от 3337 Â до 4215 Â с идентификацией и 16 неидентифицированных корональных линий.
Вальтер Гротриан в затмение 9 мая 1929 года в Индонезии повторно измерил длину волны и интенсивность 15 неидентифицированных корональных линий. В работе [19] впервые появляется снимок спектра короны. Измеренные Гротрианом длины волн не полностью совпали со значениями Девидсона и Страттона, например, для зеленой линии 5303 Â разница составила 0,3 Â.
В 1932 году Сэмьюел Митчелл публикует отчет о спектральных наблюдениях солнечной короны во время затмения 21 октября 1930 года [20]. В этой работе корональные линии, не появляющиеся ни в спектре фотосферы, ни в спектре хромосферы, называются спектром корония. Митчелл уточнил длины волн корональных линий, измерил их интенсивности, отметил, что интенсивность красной и зеленой линий менялась от затмения к затмению. Длины волн корональных линий по Митчеллу в ангстремах: 3328; 3387,96; 3454,13; 3600,97; 3642,87; 3800,77; 3986,88; 4086,29; 4231,4; 4311; 4359; 4567; 4586; 5117; 5302,91; 5536; 6374,28; 6704; 6776. Самые яркие 3387,96; 5302,91 Â. Эти значения нельзя считать точными, так как Митчелл для сравнения привел
результаты прошлых своих и чужих измерений, разница доходит до 0,26 А. Кроме того, Митчелл привёл фрагменты спектра, на которых видно, что в спектр разлагалось полное изображение короны, то есть использовался бесщелевой спектрограф, поэтому линии выглядят кольцами. Зато видно, что интенсивность коронального свечения велика лишь на малых высотах над диском и явно связана с активными областями.
В это время возникает вопрос о происхождении корональных линий.
Еще в 1927 году Артур Эддингтон высказал мнение, что согласно мнению Эдварда Милна, атомы хромосферы поглощают и излучают около 20000 раз в секунду, и атомы корония не могут возбуждаться с меньшей частотой, чтобы обеспечить свет сопоставимой интенсивности. Это делает маловероятным, что спектр корония может состоять из запрещенных линий; во всяком случае, если речь идет о метастабильном состоянии, оно должно быть относительно недолговечным. Далее Эддингтон приводит аргументы в пользу нетеплового возбуждения атомов в туманностях [21].
Митчелл в упомянутой работе на основании доводов Эддингтона делает предположение, что корональная линия 6374 А может принадлежать нейтральному кислороду. Стоит отметить, что кислород действительно дает линию 6374,32 А [22].
Стоит упомянуть исследование Генри Рассела и Айры Боуэна об идентификации некоторых корональных линий как линий аргона [23]. В работе приводится критика такой точки зрения. Формулируется положение, что предполагаемые совпадения находятся со слабыми или запрещенными линиями, в то время как гораздо более сильные линии аргона, которые должны быть гораздо более яркими, отсутствуют.
Первый заметил поляризацию излучения солнечной короны Доминик Араго в затмение 1842 года. Затем Эрик Эдлунд описал свои наблюдения, сделанные во время затмения 28 июля 1851 года, и подтвердил наблюдения поляризации излучения солнечной короны Араго. Он указал, что поляризацию
и направление плоскости поляризации излучения короны можно объяснить отражением атмосферой Солнца света фотосферы [24].
Перед затмением 1871 года Эдвард Пикеринг выводит рекомендации для наблюдений. «Решение состоит в том, чтобы поместить призму с двойным лучепреломлением перед телескопом, который наложит два изображения неба, поляризованных под прямым углом» [25].
Во время затмения 12 декабря 1871 года было замечено, что радиальная поляризация короны была больше на небольшом расстоянии от Солнца, чем непосредственно вблизи его лимба. Это первое наблюдение максимума в распределении интенсивности поляризации [26].
Фрэнк Ньюэлл в отчете о наблюдениях при затмении 30 августа 1905 года утверждает, что «фотографии, доказывают, что поляризация атмосферы была горизонтальной или почти горизонтальной, а поляризация короны была радиальной. Поляризация проявляется в существовании заметных полос — чередований большой и малой интенсивности — над короной и по всему небу»
[27]. Указывается, что поляризация сопровождается отсутствием фраунгоферовых линий в спектрах короны. Ньюэлл также установил, что корональные дуги, одинаково сильны в обоих компонентах поляризованного света, следовательно, они дают собственное излучение. В то время как другие части короны, в частности стримеры, которые становятся более прямыми по мере удаления от лимба Солнца, намного сильнее в радиально поляризованной компоненте, и, таким образом, своей видимостью они, вероятно, обязаны отраженному свету.
Рейнольд Янг для анализа света короны и записи его на фотопластинку использовал камеру с двойным изображением, как рекомендовал Пикеринг
[28]. Когда солнечный свет проходит через кристалл с двойным лучепреломлением, он разбивается на два луча, и на фотопластинке появляются два изображения короны. Если бы свет был неполяризован, то два изображения были бы одинаковой интенсивности. При поляризации одно изображение сильнее другого вдоль определенной линии, но слабее вдоль линии,
перпендикулярной ей. Измеряя разницу в затемнении двух изображений, определяется доля поляризованного света в любой точке. Янг приводит результаты, полученные со всех пластин, которые счёл достоверными для затмений 1901, 1905 и 1908 годов. Максимум поляризации находится на расстоянии 4'-5' от края диска. Похожие результаты получил Эксум Персиваль Льюис в 1918 году [29].
В 1930 году Марсель Миннаерт признал, что существующие наблюдения скорее согласуются с теорией связанных электронов, то есть вещество короны не ионизовано [30]. В этой теории температура короны оценивается как 30004000 К. Сам Миннаерт рассмотрел ситуацию, когда в короне присутствуют свободные электроны и ионы, исходящие из фотосферы. Он предположительно интерпретировал сплошной спектр короны как рекомбинантный.
Вилли Кон по результатам наблюдений затмений 1932 и 1934 годов отмечает, что поляризация в красном цвете достигает очень значительных значений, увеличивается до 57,5% на расстоянии 6 минут от лимба Солнца. Он делает вывод, что свет короны формируется не только рассеянием солнечного света свободными электронами, связанные электроны, возможно, присутствуют в короне, корона излучает и неполяризованный свет [31, 32]. В более подробной статье В. Кон оценивает размер частиц в короне 200 нм, и признает свободные электроны частично ответственными за поляризованное излучение короны. Он указывает, что коротковолновое излучение короны интенсивнее такового самого Солнца [33].
19 июня 1936 года полная фаза солнечного затмения проходила по территории СССР. Наблюдением занималась экспедиция Абастуманской обсерватории. В журнале «Nature» опубликован краткий материал с итогами этой экпедиции [34]. Степень поляризации различна в различных спектральных диапазонах. Изменение поляризации с удалением от лунного лимба различно для разных гелиографических широт и зависит от структуры короны. В местах острых радиальных стримеров изменения поляризации малы, тогда как между стримерами поляризация уменьшалась с расстоянием от лунного лимба.
Направление поляризации, оставаясь приблизительно радиальным вблизи солнечного полюса и между потоками, претерпевает сильные и регулярные возмущения в самих потоках. Распределение направления поляризации (в векторном представлении) преимущественно аналогично силовому полю.
В 1938 году Стефан Баумбах опубликовал метематическую теорию поляризации излучения солнечной короны при рассеянии света на свободных электронах [35], которая с последними наблюдениями не совпала. Кажущееся противоречие между теорией и наблюдением Баумбах объясняет влиянием наземного и инструментального рассеянного излучения.
Клейбон Аллен опубликовал результаты измерений поляризации излучения короны с красным и синим фильтрами. Поляризация короны во время затмения 1940 года почти не зависела от цвета в диапазоне от 4600 Â до 6250 Â и от расстояния до лимба от 7' до 40'. Степень поляризации составляла 41% для красного и 43% для синего света [36].
К середине 20 века научное сообщество по результатам исследования солнечных хромосферы и короны имело следующее.
1 Ширина спектральных линий хромосферы повышается с высотой.
2 В спектре короны отсутствуют фраунгоферовы линии.
3 В спектре короны присутствуют линии, которые невозможно идентифицировать. Они не могут быть вызваны запрещенными переходами. Возбуждение уровней не может иметь тепловой источник накачки.
4 Поляризация излучения, приходящего из области солнечной короны, радиальная, не стопроцентная.
5 Излучение корональных дуг собственное, не является переизлученным.
Из 1 следует, что температура хромосферы повышается с высотой.
Из 2 и 4 следует, что корона сильно рассеивает свет фотосферы. Происходит рассеяние то ли на связанных электронах в мелких металлических частицах, то ли на свободных электронах, источником которых может быть ионизация иона H-.
Из 3 следует люминесцентный характер излучения короны.
Из 5 следует возможный источник коронального континуума.
Библиографический список
1. Schwabe, H. Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843. // Astronomische Nachrichten. — Wiley-VCH, 1844. — Vol. 21. — P. 233.
2. Wollaston, W. H. A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection. // Philosophical Transactions of the Royal Society. — 1802.
— № 92. — P. 365-380.
3. Teichmann, J., Stinner A. From William Hyde Wollaston to Alexander von Humboldt - Star Spectra and Celestial Landscape, Annals of Science, DOI: 10.1080/00033790.2012.739709 — 2013. — URL: https://www.tandfonline.com/doi/abs/10.1080/00033790.2012.739709
4. Judge, P. G. Observations of the Solar Chromosphere. — URL: https://www.researchgate.net/publication/234299197_Observations_of_the_Solar_Ch romosphere
5. Moore, Ch. E. Some Results from a Study of the Atomic Lines in the Sun-Spot Spectrum. // Astrophysical Journal — 1932. — Vol. 75. — P.298-336.
6. Moore, C. E. The solar spectrum 2935A to 8770A. / C. E. Moore, M. G. J. Minnaert, J. Houtgast. — Washington: National Bureau of Standards Monograph 61, 1966. — 388 p.
7. Metcalfe, T. 10 Solar Eclipses That Changed Science. // Live science. 2021.
— September 22. — URL: https://www.livescience.com/59691-solar-eclipses-that-changed-science. html
8. Indian Institute of Astrophysics — URL: http://www.iiap.res.in/solareclipse
9. Davidson, C. The relative intensity of the principal doublet (H, K) and the diffuse doublet (X) in the spectrum of the calcium chromosphere. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1927. — Vol. 88. — P.30-33.
10. Davidson, C. Spectrophotometry of the chromospheres (Plates 7, 8, 9.)./ C. R. Davidson, M. Minneart, L. S. Ornstein, F. J. M. Stratton // Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society. — Volume 88. — Issue 7. — May. — 1928. — P. 536548.
11. Mitchell, S. A. The Spectrum of the Chromosphere. // Astrophysical Journal. — 1930. — № 1. — Vol. 71. — P.1-61.
12. Cillié, G. G., Menzel, D. H. The Physical State of the Solar Chromosphere. // Harvard College Observatory Circular. — 1935. — Vol. 410. — October. — P.1-40.
13. Wildt, R. An Interpretation of the Heights of Lines in the Solar Chromosphere. // Astrophysical Journal. — 1947. — Vol. 105. — P.36-84.
14. Lyot, B. Étude de la couronne solaire en dehors des éclipses. // Zeitschrift für Astrophysik. — 1932. — Vol. 5. — P.73-95.
15. Miller, J. A., Marriott, R. W. Observations of the Total Solar Eclipse of September 10, 1923, by the Sproul Observatory. // Astrophysical Journal. — 1925. — № 2. — Vol. 61. — P.73-96.
16. Kunz, J., Stebbins, J. A Photo-Electric Determination of the Brightness of the Corona at the Eclipse of June 8, 1918. // Astrophysical Journal. — 1919. —№ 3.
— Vol. 49. — P.137-152.
17. Stetson, H. T., Coblentz, W. W. Measures of the Radiation of the Solar Corona of January 24, 1925. // Astrophysical Journal. — 1925. — Vol. 62. — P.128-138.
18. Davidson, C. R., Stratton, F. J. M. Report on the Total Solar Eclipse of 1926 January 14. // Memoirs of the Royal Astronomical Society. — 1929. — Vol. 64.
— P.105-148.
19. Grotrian, W. Ergebnisse der Potsdamer Expedition zur Beobachtung der Sonnenfinsternis am 9. Mai 1929 in Takengon (Nordsumatra). I. Mitteilung: Spektroskopische Untersuchungen an Korona und Protuberanzen. Mit 8 Abbildungen. // Zeitschrift für Astrophysik. — 1931. — Vol. 2. — P. 106-132.
20. Mitchell, S. A. The Spectrum of the Corona. // Astrophysical Journal. — 1932. — № 1. — Vol. 75. — P. 1-34.
21. Eddington, A. S. The conditions of emission of forbidden lines. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1927. — Vol. 88. — P.134-138.
22. Moore, C. E. Selected Tables of Atomic Spectra, Atomic Energy Levels and Multiplet Tables - O I. — Washington: U.S. Government printing office, 1976.
— 40 p.
23. Russell, H. N., Bowen, I. S. Is There Argon in the Corona? // Astrophysical Journal. — 1929. — Vol. 69. — P. 196-208.
24. Edlund, E. Über die Polarisation des Lichtes der Corona bei totalen Sonnenfinsternissen. // Astronomische Nachrichten. — 1860. —№ 1244. — Vol. 52.
— Issue 20. — P.305-308.
25. Pickering, E. C. Polarisation of the Corona. // Nature. — 1870. — Vol. 3.
— Issue 57. — P. 82-83.
26. Winter, G. K. Radial Polarisation of the Corona. // Nature. — 1872. — Vol. 6. — Issue 149. — P. 371-372.
27. Newall, H. F. Sun; corona, note on polarisation phenomena in the, 1905 August 30. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1906. — Vol. 66. — P.475-481.
28. Young, R. K. Polarization of the Light in the Solar Corona. // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1912. — Vol. 24. — No. 141. — P.123-125.
29. Lewis, E. P. The polarization of the corona. // Lick Observatory Bulletin.
— 1919. — Vol. 10. — P.6-7.
30. Minnaert, M. On the continuous spectrum of the corona and its polarisation. // Zeitschrift für Astrophysik. — 1930. — Vol. 1. — P.209-236.
31. Cohn, W. M. Some Polarization Data of the Solar Corona. //Nature. — 1937. — Vol. 139. — Issue 3505. — P. 29.]
32. Cohn, W. M. A Note on the Polarization of the 1934 Solar Corona. // Proceedings of the Imperial Academy. — 1937. — Vol. 13. — Issue 1. — P. 4-5.
33. Cohn, W. M. Polarization of the Solar Corona in the Total Eclipses of 1932 and 1934. // Astrophysical Journal. — 1938. — Vol. 87. — P. 284-334.
34. Zakharin, K. G. Polarization of the Solar Corona. // Nature. — 1937. — Vol. 140. — Issue 3544. — P. 586.
35. Baumbach, S. Die Polarisation der Sonnenkorona. // Astronomische Nachrichten. — 1938. — Vol. 267. — Issue 17. — P.273-296.
36. Allen, C. W. Polarisation of the corona. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1941. — Vol. 101. — P.281-283.
