ідхилення променя, що йде по дотичній до сонячної поверхні, згідно теорії має скласти Г ', 75. Цей В«ефект ЕйнштейнаВ» можна підмітити тільки під час повного сонячного затемнення, коли поруч із Сонцем бувають видні зірки, світло від яких проходить повз Сонця близько до його поверхні. Такі зірки повинні здаватися нам через викривлення променя світла зміщеними зі своїх звичайних положень у бік від сонячного краю, причому величина зміщення повинна бути обернено пропорційна мабуть кутовій відстані зірки від центру Сонця, досягаючи на самому краю сонячного диска 1 ", 75.
Перша ж спроба поспостерігати це позірна зміщення виявилася вдалою: дві експедиції отримали під час затемнення 1919 величину зсуву, майже в точності збігається з передбаченою Ейнштейном. Підтвердилася величина зміщення спостереженнями і під час затемнення 1922 Однак експедиція Потсдамської астрофізичної обсерваторії, яка спостерігала затемнення 1929 р. до о. Суматра і застосовувала більш удосконалені методи та інструменти, знайшла, що величина зсуву на сонячному краю становить 2 ", 2, тобто помітно більше теоретичної.
Нові спостереження ефекту Ейнштейна, вироблені під час затемнення 19 червня 1936 А.А. Михайловим, дали ще більшу величину - 2 ", 7. Ці розбіжності даних спостережень і теорії вимагають додаткових досліджень.
Але головну увагу астрономів при спостереженнях затемнень продовжував привертати питання про фізичну природу зовнішніх оболонок Сонця.
У 1913 р. в спектрі хромосфери були виявлені лінії іонізованого гелію. На присутність значної кількості іонізованих атомів різних хімічних елементів вказували й інші спостереження. Треба було знайти теоретичне пояснення цих результатів.
У 1920 м. індуський фізик Саха розробив теорію іонізації, справедливу однак лише в припущенні, що речовина Сонця знаходиться в так званому термодинамічній рівновазі (як газ в замкнутому посудині). Однак для сонячної атмосфери це умова не дотримується, і застосовувати теорію Саха тут не можна. Цілий ряд спостережних і теоретичних робіт наступних років був направлений до з'ясування фізичних умов, які панують у звертаємо шарі, хромосфері і короні.
Температура звертає шару була отримана багатьма астрономами за визначеннями інтенсивності і ширини фраунгоферових ліній і виявилася рівною 4300 В°, тобто значно нижче температури фотосфери. Навпаки, для хромосфери в 1932 р. були знайдені більш високі значення температури - до 12000 В°, що говорило про велику швидкості теплового руху її частинок. Однак ще більші значення швидкостей частинок були знайдені для сонячної корони.
Як відомо, спектр внутрішньої корони - безперервний, без фраунгоферових ліній, але з виступаючими на його тлі яскравими лініями. Такий характер спектру добре пояснюється розсіюванням сонячного світла вільними електронами, що знаходяться в постійному русі з величезними швидкостями (близько 400 км/сек). Такі швидкості руху частинок відповідають досить високим кі...
