Часть 2. Мир газа

В известной нам части Вселенной газ является преобладающей формой вещества. В мировом пространстве разреженный газ образует облака колоссальных размеров, называемые туманностями, а уплотненный в огр&мные раскаленные шары он образует звезды, подобные нашему Солнцу. Разреженнейший газ заполняет пространство между звездами.

Строение вещества в форме газа более просто, чем в твердых телах,- в мировом пространстве газы состоят из атомов и простейших молекул, там нет минералов, горных пород и органических веществ.

Изучение небесных газообразных тел очень расширяет наши представления о строении и поведении вещества вообще. Оно дополняет выводы, получаемые в физических лабораториях, так как позволяет наблюдать вещества в таких состояниях, при таких давлениях и температурах, которые неосуществимы в лабораториях. Так изучение гигантских небесных тел позволяет проникнуть в тайны мельчайших частиц вещества, в недра атомов. Изучение газовых миров раскрывает нам не только законы развития материального мира, но и приносит практическую пользу, так как знание законов природы необходимо для ее покорения и изменения.

Глава 6. Ближайшая к нам звезда — Солнце

Первое знакомство

Солнце! Животворящее, ясное, красное, лучезарное! Сколько эпитетов дается тебе! Ты и источник жизни на Земле, ты и глава планетной семьи, ты и ближайшая к нам звезда, ибо каждая звезда — солнце. Можно подойти к Солнцу с разных точек зрения. Есть что сказать о нем и метеорологу, и радисту, и врачу, и ботанику, и химику, и поэту, не говоря уже об астрономах. Много явлений обнаружено на Солнце, и описания многих из них напоминают те, которые делаются в метеорологических обсерваториях при регистрации перемены погоды, сложных движений атмосферных масс. Лишь будущему, но надеемся, близкому, предстоит теоретически охватить эти факты и уложить их в стройную картину физической природы Солнца.

Мы наблюдаем бурные изменения на Солнце, но причина их нам часто далеко еще не ясна, хотя общее строение Солнца нам уже довольно хорошо известно и за последние годы теория солнечных явлений сильно продвинулась вперед. Солнце ближе к нам, чем другие звезды, и его можно изучить особенно подробно. Результаты его изучения помогают уяснить природу других далеких солнц, видимых лишь как светлые точки даже в самые сильные телескопы. Познакомимся же с Солнцем, как с представителем мира бесчисленных звезд.

Раскаленный газовый шар, излучающий потоки тепла и света, единственный их источник в Солнечной системе, — вот что такое ближайшая к нам звезда.

Рис. 114. Один из крупнейших в мире инструментов для исследования Солнца — башенный солнечный телескоп Крымской обсерватории

Нам известна энергия Солнца по той ее доле, которая падает на Землю с расстояния в полтораста миллионов километров. С учетом поглощения в атмосфере на квадратный сантиметр поверхности, перпендикулярной к солнечным лучам, за минуту падает энергия, которой достаточно, чтобы нагреть два грамма воды на 1 градус. Эта величина несколько меняется с изменением расстояния от Земли до Солнца и, вероятно, в связи с явлениями, протекающими на нашем центральном светиле. До того как были заподозрены колебания в излучении Солнца, эту величину назвали «солнечной постоянной». Геофизики определяют ее прямыми опытами почти ежедневно, например, наблюдая нагревание воды в особых сосудах, выставленных навстречу солнечным лучам.

Умножив солнечную постоянную на величину поверхности сферы с радиусом в полтораста миллионов километров, мы узнаем полное излучение Солнца. Оно составляет 5,43•1027 калорий в минуту. Если эту мощность теплового излучения перевести в механическую мощность, то она составит 5•1023 лошадиных сил. Эту величину трудно себе представить и, может быть, лучше сказать, что если бы мы могли мгновенно обложить Солнце слоем льда толщиной 12 м, то уже через минуту этот слой растаял бы. Если бы мы могли от Земли к Солнцу перебросить мост в виде ледяной колонны толщиной 3 км и могли сосредоточить на нем все излучение Солнца, то уже через секунду он бы растаял, а еще через 8 секунд обратился бы в пар.

Солнечный свет создает на Земле освещение, в 465 000 раз более яркое, чем освещение полной Луны, и чтобы его заменить, нужно 135 000 стандартных (международных) свечей, поставленных на расстоянии 1 м.

Зная расстояние до Солнца и его видимый угловой диаметр (1/2°), мы легко узнаем его линейные размеры. Диаметр Солнца больше земного в 109 раз, поверхность в (109)2, или в 12 000 раз, и объем в (109)3, что составляет 1 300000 раз. (В километрах диаметр Солнца составляет 1 390 600, но число это мало наглядно.)

Разделив полное излучение Солнца на величину его поверхности, мы узнаем, что один ее квадратный сантиметр светит как 50 000 международных свечей. Поверхность Солнца в 10 000 раз ярче расплавленной платины и в 10 раз ярче пламени электрической дуги. Доля света в общем потоке энергии, идущем от Солнца, характеризуется величиной 8 свечей на ватт, тогда как для обычных электрических ламп накаливания она составляет не более 2 свечей на ватт.

Такой высокий коэффициент светового полезного действия солнечного вещества обязан его высокой температуре.

Мощность излучения с единицы поверхности Солнца, получаемая от деления всей его мощности на величину его поверхности, составляет 84 000 лошадиных сил на квадратный метр, и эта мощность поддерживается, несомненно, в течение сотен миллионов или даже миллиардов лет. Как устойчивы и мощны должны быть источники энергии в недрах Солнца! Мы поговорим о них в другой главе, а тут лишь укажем, что только ничтожная часть энергии, щедро расточаемой Солнцем, используется планетами. На долю Земли приходится лишь 1/2200000000 ее часть. Тем не менее и она колоссальна. Если ее расценить на деньги по цене 2 коп. за киловатт-час, то окажется, что за секунду Земля получает энергии от Солнца на миллиард рублей.

Рис. 115. Сравнительные размеры Солнца и планет

Можно сказать, что эти деньги буквально бросаются на ветер, так как ветер есть перемещение воздуха, возникающее от неодинакового нагревания различных мест земной атмосферы и поверхности Земли. Впрочем, не все эти деньги идут на ветер…, большая их доля утекает от нас вместе с водой (с водой рек и с потоками дождя). Часть солнечной энергии используется растениями, а небольшая доля этой части используется нами как топливо в виде торфа, дров и каменного угля.

О прямом использовании солнечной энергии сверх того, что нам дает движущая сила ветра и воды, приводимых в движение Солнцем, говорится давно. Разрешение этой задачи встречает много трудностей, но надо прямо сказать, что инженеры-энергетики уделили этому вопросу еще слишком мало внимания. Например, в СССР до сих пор имеются только небольшие пробные установки вроде солнечной бани и солнечной кухни в Ташкенте. Надо также отметить использование солнечной энергии на искусственных спутниках Земли и Солнца путем применения кремниевых фотоэлементов, превращающих световую энергию Солнца в фотоэлектрическую.

И Солнце не без пятен

«И Солнце не без пятен», — с огорчением констатировали в XVII веке современники их открытия. Да, и Солнце не без пятен…, но не всегда. Как известно, число пятен и площадь, занятая ими, меняются периодически, хотя и не очень правильно, с периодом в 11 лет. Последний максимум пятен был в 1968 г., а в год минимума иногда целые месяцы на Солнце нет ни одного пятна. Каждый цикл они зарождаются по обе стороны от экватора Солнца на широтах около 30° и по мере увеличения их числа появляются все ближе и ближе к экватору. Последние пятна умирающего цикла появляются почти у самого экватора, но близ полюсов их не бывает никогда.

Если вы закроете ослепительную фотосферу диафрагмой в фокусе окуляра телескопа так, чтобы в нее было видно лишь «черное» солнечное пятно, то берегитесь смотреть на него без темного стекла — вы ослепнете. Понятие черноты относительно, и темные вследствие контраста на фоне фотосферы пятна сами по себе тоже ослепительно ярки.

Пятна появляются обычно группами, в которых происходят непрерывные изменения: появление новых пятен, изменение формы старых, а чаще всего их дробление на части и постепенное исчезновение.

Иногда они существуют лишь несколько дней, иногда — несколько месяцев.

Рис. 119. Изменение в группе солнечных пятен

Пятно состоит обычно из ядра, или «тени», окруженной более светлой «полутенью» как бы волокнистого строения со следами завихрения вокруг центра пятна. Центр пятна лежит обычно ниже окружающей фотосферы, но «не намного» — на сотни километров, тогда как по площади пятна обычно больше площади Европы и даже больше площади земного шара.

Меньшая яркость пятен вызвана меньшей температурой солнечных газов в этих местах. Судя по спектру, она составляет около 4500° и равна температуре звезд оранжевого цвета, тогда как спектр фотосферы такой же, как спектр более горячих желтых звезд. Более низкая температура допускает образование в пятнах большого числа молекул химических «соединений, тогда как в фотосфере эти соединения встречаются в небольшом количестве. Если там из каких-либо сцепившихся друг с другом атомов и сложится молекула, то она обычно сейчас же будет разбита на части при бешеных столкновениях с другими частицами, возникающих при высоких температурах.

Рис. 120. Солнце вращается не как твердое тело. Чем ближе к экватору, тем больше поворот точек диска за сутки

Появляясь на одном краю Солнца и перемещаясь по видимому диску, солнечные пятна представляют прекрасную возможность убедиться во вращении Солнца вокруг оси. Определенные по различным пятнам периоды вращения Солнца, дополненные спектральными определениями вращения (о чем говорилось в первой главе) и другими методами, показывают, что Солнце вращается не как твердое тело. До некоторой степени вращение фотосферы можно сравнить с вращением чая, который энергично перемешивается в стакане с помощью ложечки. Там быстрее всего крутится середина, а края отстают. На Солнце же точки его экватора делают оборот за 25 суток, а на широте 60° период обращения доходит до 30 суток. С космической точки зрения Солнце вращается очень лениво, на экваторе линейная скорость вращения составляет всего лишь 2 км/сек.

Юпитер и Сатурн также вращаются звнами подобно Солнцу и быстрее на экваторе, но с периодом всего лишь около 10 часов. Для них, как и для Солнца, причина такого зонального вращения неизвестна, но ясно, что твердая поверхность не могла бы так вращаться.

В Советском Союзе и в других странах ведется ежедневная регистрация пятен и других явлений на Солнце. Она называется Службой Солнца и ведется по общему плану рядом обсерваторий. Эта работа необходима для изучения природы Солнца и для выяснения того, как происходящие на нем изменения влияют на Землю. Поэтому изучение Солнца было включено в программу работ по Международному геофизическому году (1957-1958).

Наблюдения солнечных пятен и их изменений доступны для всякого любителя, обладающего хотя бы самым маленьким телескопом (Желающим познакомиться с Солнцем несколько подробнее и получить руководство для самостоятельного его наблюдения рекомендуем книгу В. В.Шаронова «Солнце и его наблюдение», Гостехиздат, 1953)).

И Солнце не без пятен

«И Солнце не без пятен», — с огорчением констатировали в XVII веке современники их открытия. Да, и Солнце не без пятен…, но не всегда. Как известно, число пятен и площадь, занятая ими, меняются периодически, хотя и не очень правильно, с периодом в 11 лет. Последний максимум пятен был в 1968 г., а в год минимума иногда целые месяцы на Солнце нет ни одного пятна. Каждый цикл они зарождаются по обе стороны от экватора Солнца на широтах около 30° и по мере увеличения их числа появляются все ближе и ближе к экватору. Последние пятна умирающего цикла появляются почти у самого экватора, но близ полюсов их не бывает никогда.

Если вы закроете ослепительную фотосферу диафрагмой в фокусе окуляра телескопа так, чтобы в нее было видно лишь «черное» солнечное пятно, то берегитесь смотреть на него без темного стекла — вы ослепнете. Понятие черноты относительно, и темные вследствие контраста на фоне фотосферы пятна сами по себе тоже ослепительно ярки.

Пятна появляются обычно группами, в которых происходят непрерывные изменения: появление новых пятен, изменение формы старых, а чаще всего их дробление на части и постепенное исчезновение.

Иногда они существуют лишь несколько дней, иногда — несколько месяцев.

Рис. 119. Изменение в группе солнечных пятен

Пятно состоит обычно из ядра, или «тени», окруженной более светлой «полутенью» как бы волокнистого строения со следами завихрения вокруг центра пятна. Центр пятна лежит обычно ниже окружающей фотосферы, но «не намного» — на сотни километров, тогда как по площади пятна обычно больше площади Европы и даже больше площади земного шара.

Меньшая яркость пятен вызвана меньшей температурой солнечных газов в этих местах. Судя по спектру, она составляет около 4500° и равна температуре звезд оранжевого цвета, тогда как спектр фотосферы такой же, как спектр более горячих желтых звезд. Более низкая температура допускает образование в пятнах большого числа молекул химических «соединений, тогда как в фотосфере эти соединения встречаются в небольшом количестве. Если там из каких-либо сцепившихся друг с другом атомов и сложится молекула, то она обычно сейчас же будет разбита на части при бешеных столкновениях с другими частицами, возникающих при высоких температурах.

Рис. 120. Солнце вращается не как твердое тело. Чем ближе к экватору, тем больше поворот точек диска за сутки

Появляясь на одном краю Солнца и перемещаясь по видимому диску, солнечные пятна представляют прекрасную возможность убедиться во вращении Солнца вокруг оси. Определенные по различным пятнам периоды вращения Солнца, дополненные спектральными определениями вращения (о чем говорилось в первой главе) и другими методами, показывают, что Солнце вращается не как твердое тело. До некоторой степени вращение фотосферы можно сравнить с вращением чая, который энергично перемешивается в стакане с помощью ложечки. Там быстрее всего крутится середина, а края отстают. На Солнце же точки его экватора делают оборот за 25 суток, а на широте 60° период обращения доходит до 30 суток. С космической точки зрения Солнце вращается очень лениво, на экваторе линейная скорость вращения составляет всего лишь 2 км/сек.

Юпитер и Сатурн также вращаются звнами подобно Солнцу и быстрее на экваторе, но с периодом всего лишь около 10 часов. Для них, как и для Солнца, причина такого зонального вращения неизвестна, но ясно, что твердая поверхность не могла бы так вращаться.

В Советском Союзе и в других странах ведется ежедневная регистрация пятен и других явлений на Солнце. Она называется Службой Солнца и ведется по общему плану рядом обсерваторий. Эта работа необходима для изучения природы Солнца и для выяснения того, как происходящие на нем изменения влияют на Землю. Поэтому изучение Солнца было включено в программу работ по Международному геофизическому году (1957-1958).

Наблюдения солнечных пятен и их изменений доступны для всякого любителя, обладающего хотя бы самым маленьким телескопом (Желающим познакомиться с Солнцем несколько подробнее и получить руководство для самостоятельного его наблюдения рекомендуем книгу В. В.Шаронова «Солнце и его наблюдение», Гостехиздат, 1953)).

Наблюдение невидимого и анатомия Солнца

Астрономы — такой народ, что они не только узнают всю подноготную там, где непосвященное око видит только мерцающую точку, но и умудряются наблюдать невидимое. Одним из многочисленных примеров этого является наблюдение ими магнитности пятен и распределения спектрального излучения химических элементов на разной высоте над фотосферой.

Линии спектра источника света в магнитном поле меняются. Они расщепляются, каждая на несколько линий, причем свет каждой из них особым образом поляризован. Не вдаваясь в длинное описание явлений поляризации, скажем лишь, что поляризованный свет можно отличить от обычного особыми способами, разработанными физиками. Расстояние между линиями спектра, на которые первоначальная линия расщепляется в магнитном поле, растет с напряжением магнитного поля. Это явление хорошо изучено в лабораториях. Темные линии в спектре солнечных пятен обнаруживают подобное же расщепление, из чего следует, что в области солнечного пятна существует магнитное поле, напряжение которого доходит иногда до 8000 гаусс. Это — весьма сильное поле, хотя в лабораториях электромагниты могут давать еще более мощное поле.

Кто не знает, что у всякого магнита есть всегда два полюса — северный и южный. На магнитах, имеющих форму бруска или подковы, их красят обычно в разный цвет — красный и синий. Вот тут-то и оказалась любопытная вещь: солнечные пятна чаще всего появляются парами, и тогда магнетизм одного пятна северный, другого — южный.

Рис. 121. Изменение магнитной полярности солнечных пятен

Два пятна в паре — как бы два конца магнитной подковы, спрятанной под поверхностью Солнца и высовывающейся сквозь нее этими концами. Мало того, во всех парах пятен одного полушария Солнца переднее пятно (в сторону вращения Солнца) имеет всегда один и тот же магнетизм (скажем, южный), в другом же полушарии Солнца магнетизм каждого переднего пятна противоположный (северный). Это длится 11 лет, и когда начинается новый цикл солнечных пятен, то магнетизм пятен северного и южного полушарий Солнца меняется местами.

В 1958 г. Бэбкок (США) заключил, что общее, хотя и слабое магнитное поле Солнца меняет свое направление. Так, если северный магнитный полюс в течение 11-летнего цикла был в северном полушарии Солнца, то в следующем цикле он оказывается уже в южном полушарии. Почему это происходит — еще не ясно, но силовые линии общего поля Солнца входят в другую полярную область. Силовые линии замыкаются, проходя и внутри Солнца, не очень глубоко под фотосферой.

Мы видим Солнце и все подробности его поверхности в совокупности лучей разных длин волн. Поверхность Солнца излучает непрерывный спектр. Но лежащие над ней более холодные и разреженные слои благодаря процессам рассеяния, описанным в первой главе, вызывают появление в спектре Солнца темных линий, носящих имя немецкого ученого Фраунгофера, который первый их изучил. Мы уже говорили, что темные линии спектра не бывают абсолютно черными, некоторая доля света в них все же есть. Эта доля много меньше количества света, посылаемого непрерывным спектром в той же длине волны, и еще во много раз меньше суммарного света, заключенного в непрерывном спектре.

Если бы наш глаз потерял чувствительность ко всем длинам волн, кроме одной из длин волн, соответствующей одной из линий спектра определенного химического элемента, скажем, водорода, то мы увидели бы Солнце совсем иным, чем видим его сейчас. В тех местах, где над поверхностью Солнца много более холодного водорода поглощение света в нашей длине волны оказалось бы особенно сильным. Там мы видели бы темное пятно. Где же над поверхностью Солнца окажутся более горячие водородные газы, там излучение света в нашей длине волны будет сильнее, чем в соседних местах, и там мы увидим светлое пятно. Таким образом, мы получили бы возможность сразу увидеть распределение над поверхностью Солнца горячих и холодных водородных масс.

Именно такую возможность видеть Солнце «в свете длины волны водородной линии» дает нам прибор спектр огелиоскоп, изобретенный Хэйлом в США в 1930 г. Спектрогелиоскоп можно представить себе как спектроскоп, в котором весь спектр загорожен ширмой со щелью F2, через которую проходит свет только одной желаемой «темной» спектральной линии. За этой щелью находится окуляр, в который смотрит наблюдатель. Ему в глаза попадает свет только с длиной волны линии, выделенной щелью в ширме. На щель спектроскопа F1 падает изображение Солнца, даваемое телескопом и приводимое особым приспособлением в быстрое колебательное движение поперек щели. Картины быстро сменяющихся узких полосок, вырезаемых щелью спектроскопа из изображения Солнца, прикладываясь друг к другу, создают благодаря сохранению зрительного ощущения впечатление полной картины солнечного диска. Выделяя щелью ширмы разные линии в спектре, можно изучать распределение над поверхностью Солнца разных газов: водорода, гелия,натрия, кальция и других.

Рис. 122. Схема устройства спектрогелиографа, S — зеркало, О1 и О2 — объективы

С помощью прибора несколько иной конструкции, называемого спектрогелиографом и изобретенного раньше спектрогелиоскопа Деландром во Франции и тем же Хэйлом в США, подобные изображения Солнца можно фотографировать. Место глаза за щелью F2 там занимает движущаяся фотографическая пластинка Р. Такие фотографии называются спектрогелиограммами.

Теория показывает, что в темных линиях спектра, имеющих фактически некоторую ширину (а вовсе не бесконечно узких), центр линии образован поглощением газов, находящихся на большей высоте над поверхностью Солнца, чем газы, производящие поглощение света у краев линий. Так, выделяя очень узкой щелью разные части широких темных линий спектра Солнца, можно делать как бы срезы газовых слоев на разной высоте над фотосферой. Это — форменная анатомия внешних частей Солнца.

На спектрогелиограммах отчетливо проявляется не видимая в обвшный телескоп структура водородных масс в области пятен, о чем говорилось выше. Кроме того, пятна, как правило, бывают окружены яркими облаками горячего водорода и кальция (флоккулами). Флоккулы — это верхние части областей, занятых факелами. Это сопровождение областей похолодания на Солнце облаками горячих газов и вызывает то, что в годы максимума площади, занятой холодными пятнами, общее излучение Солнца, по-видимому, не понижается. Изучение спектрогелиограмм в связи с измерениями скоростей движения газов в разных местах Солнца показывает сложную циркуляцию газов в пятнах.

Рис. 123. Спектрогелиограмма Солнца в лучах водорода. Видны светлые флоккулы вокруг пятен и темные волокна. Внизу — обычная фотография Солнца

В нижней части пятна газ течет горизонтально от центра к периферии, а в более высоких слоях газы втекают сверху и сбоку внутрь пятна. Скорости достигают 10 км/сек. Однако пятна — спокойные образования, где конвекция подавлена сильным магнитным полем. Вокруг же пятна, в области флоккул, магнитное поле слабо и усиливает конвекцию ионизованного газа, называемого плазмой.

Солнечные газы охвачены непрерывной и мощной циркуляцией, законы которой для нас все еще гораздо «темнее», чем сами пятна.

Покрывала Солнца

Хотя фотосфера сама состоит из разреженных газов, она окружена атмосферой, еще более разреженной. Быть может, лучше сказать, что Солнце окружено несколькими покрывалами или оболочками, как бы вложенными одна в другую, так что солнечная атмосфера состоит из нескольких слоев. Атмосфера Солнца, более разреженная, чем фотосфера, почти совершенно прозрачна. Через нее, как через чистое стекло, мы видим фотосферу, а ее самое не видим, так же как стекло. Атмосфера Солнца нагрета до нескольких тысяч градусов и потому испускает свет.

Сравнительно тонкий и разреженный слой атмосферы испускает не непрерывный спектр, а яркие линии, но их свет так слаб, что на светлом фоне неба вблизи края Солнца атмосфера не видна. Небо, освещенное Солнцем вблизи его края, ярче, чем атмосфера Солнца. Там же, где сквозь атмосферу видна фотосфера, свет последней поглощается по уже известным нам причинам в длинах волн, которые атмосфера испускает.

Поглощение атмосферой Солнца света в определенных длинах волн и производит появление в непрерывном спектре фотосферы темных, фраунгоферовых линий.

Но если атмосфера Солнца, проектирующаяся на его диск, прозрачна, а у его края невидима из-за яркого света неба, то можем ли мы узнать ее строение?

Рис. 124. Строение Солнца

Да, можем. Нам помогают в этом полные солнечные затмения. Когда Луна закрывает собой ослепительно яркий диск Солнца, то небо около Солнца, уже не освещаемое его прямыми лучами, темнеет. Тогда на потемневшем фоне неба из-за края Луны становится видна солнечная атмосфера, как яркое кольцо, окаймляющее темный круг Луны. Стоит выглянуть из-за Луны крошечному кусочку яркой фотосферы, как небо тотчас же опять светлеет, и атмосфера

Солнца снова делается невидимой. Атмосферу Солнца во время полного затмейия можно наблюдать всего лишь несколько минут, не больше. К тому же полные затмения Солнца, видимые в таких местностях, куда удобно снарядить экспедиции, бывают редко, так что в общей сложности таким путем солнечную атмосферу мы видели только около одного-двух часов, — и это с тех пор, как наука ею впервые заинтересовалась!

Солнечной атмосферой обычно называют слой газов, более разреженных, чем газы фотосферы, и убывающий в плотности с удалением от нее. Этот слой изменяющейся толщины во время полных затмений «высовывается» из-за темного края Луны либо в виде красноватого кольца, либо в виде серпа, в зависимости от обстоятельств и фазы затмения. За розовый цвет эту оболочку Солнца назвали хромосферой, а розовый цвет ей придает излучение водорода, которого в хромосфере всего больше. Спектр хромосферы состоит из ярких линий на темном фоне. Нижние ее части содержат все те газы, которые своим поглощением в более плотных наружных слоях Солнца вызывают появление в его спектре темных линий. Спектр нижних частей хромосферы, состоящий из множества ярких линий, виден очень недолго, обычно 2-3 секунды, и был назван спектром вспышки: его линии вспыхивают почти на мгновение. Линии разных химических элементов, составляющих хромосферу, наблюдаются до разной высоты. Выше всего наблюдаются линии ионизованного кальция — до 14 000 км, хотя он и тяжелее, чем водород.

Видимая граница хромосферы, различная для разных газов, кроме того, все время колеблется, так как она, по-видимому, не является неподвижным, спокойным напластованием слоев газа. Она образуется, скорее, за счет выбросов газов вверх в форме бесчисленных струй или фонтанов, вздымающихся из обращающего слоя или даже из фотосферы. Представьте себе бесчисленное множество мелких фонтанчиков, струи которых сливаются в сплошную водяную стену, — вот будет примерная модель хромосферы. Хромосфера, другими словами, является не статическим, а динамическим образованием.

Во всяком случае, наличие мощных вертикальных движений газа в хромосфере и из нее и даже взрыво-подобные выбросы газа наблюдаются нами непрестанно.

Высочайшие в мире фонтаны

Во время полных затмений Солнца даже невооруженным глазом видны выходящие из атмосферы гигантские фонтаны раскаленного газа, называемые протуберанцами. Впервые в истории такой протуберанец был отмечен в Древней Руси в 1185 г., но физическая природа протуберанцев была выяснена лишь многими веками позднее. Выброс газов происходит со скоростями, доходящими до нескольких сотен километров в секунду, но, как ни огромны эти скорости, они, как правило, недостаточны для отрыва протуберанцев от Солнца. На солнечной поверхности критическая скорость, при которой тело может уже преодолеть солнечное тяготение и улететь в бесконечность, составляет 617 км/сек. Газы протуберанцев, быстро вздымающиеся вверх, растягиваются в обширные облака, и рассеиваясь, снова оседают вниз. Высота выброса протуберанцев колоссальна. Например, в 1928 г. наблюдали протуберанец, достигший высоты 900 000 км, т. е. 1,3 солнечного радиуса. Это в 2 1/2 раза больше расстояния от Луны до Земли. В 1946 г. наблюдался протуберанец еще вдвое более высокий. При огромной скорости извержения изменения в протуберанцах происходят очень быстро, буквально на наших глазах.

Кроме таких протуберанцев, называемых изверженными, или эруптивными, и состоящими почти из всех газов, входящих в состав хромосферы, на краю Солнца видны еще спокойные протуберанцы. Они имеют вид огромных облаков, плавающих над хромосферой и соединяющихся с ней отдельными колоннами или отростками; они излучают линии водорода, ионизованного кальция и гелия. Длина их доходит иногда до 600 000 км — это в 50 раз больше диаметра Земли, а между тем такой протуберанец» — сравнительно лишь небольшой, временный придаток солнечной атмосферы.

Средний протуберанец плавает на такой высоте над поверхностью хромосферы, что по ней под протуберанцем свободно мог бы катиться земной шар. При средней толщине, равной диаметру Земли, при длине 20 000 км и высоте 50 000 км протуберанец имеет объем в 100 раз больше объема Земли, но так как он состоит из разреженных газов, то его масса равна всего лишь 1018 г, или массе куба воды с длиной стороны в 15 км, т. е. все же больше массы мелких астероидов.

Рис. 125. Фотографии, показывающие изменение вида протуберанца

Число протуберанцев на Солнце меняется ото дня ко дню, но в среднем оно растет и убывает вместе с размером площади, занятой солнечными пятнами. Кроме того, изверженные протуберанцы зарождаются вблизи солнечных пятен, тогда как спокойные протуберанцы встречаются в любых местах солнечной поверхности.

Протуберанцы видны «в профиль» на краю Солнца во время полных затмений, но их можно видеть и «сверху» в проекции на солнечный диск. Имея, как и хромосфера, температуру около 10000°, они поглощают свет фотосферы в длинах волн, соответствующих поглощательной способности атомов, из которых они состоят. Поэтому на спектрогелиограммах они видны как длинные темные волокна. С помощью особого метода, описываемого ниже, можно постоянно наблюдать протуберанцы на краю Солнца. Таким образом, мы можем наблюдать протуберанцы ежедневно по всему солнечному диску.

Рис. 126. Еще одна фотография протуберанца. Сложные движения вещества протуберанца свидетельствуют о наличии на Солнце электромагнитных сил

Протуберанцы поддерживаются на большой высоте, по-видимому, электромагнитными силами, но величина их как от места к месту, так и в одном и том же месте в связи с какими-то физическими процессами меняется, иногда даже скачками. Скорости движения протуберанцев, как это недавно выяснилось, тоже иногда меняются скачками.

Звезды, так же как Солнце, должны иметь фотосферу и атмосферу, состоящую из обращающего слоя и хромосферы. Отличие их по температуре, составу и по строению от того, что есть на Солнце, и обусловливает различие между спектрами Солнца и звезд, когда таковое отмечается. На звездах тоже должны быть извержения протуберанцев, хотя непосредственно их нельзя видеть.

За последнее время Лио во Франции, на Гарвардской обсерватории (США) и у нас в Крымской обсерватории, применяя особые светофильтры, пропускающие только излучение красной водородной спектральной линии, испускаемой протуберанцами, удалось заснять их на кинофильм. На этом кинофильме можно видеть в ускоренном темпе, как с поверхности Солнца выбрасываются и затем рассеиваются гигантские газовые арки. На нем видно также, как на некотором расстоянии над поверхностью Солнца возникает внезапно свечение протуберанца и как затем оно распространяется не от Солнца, а в направлении к поверхности последнего. Особенно забавно выглядят еще незадолго до этого неизвестные протуберанцы, которые поднимаются над поверхностью Солнца косо, как струя из водопроводного шланга, и которые затем, как бы подумав немного, убираются обратно в Солнце, откуда они высунулись. Они уходят назад по тому же самому пути, напоминая вытянувшегося червяка, который неожиданно сокращается. Эти замечательные снимки проливают новый свет на природу протуберанцев и указывают на наличие электромагнитных сил в процессе их изменений.

Корона властелина и ее загадки

Солнце часто называли властелином Солнечной системы. Эта аналогия не вполне удачна, хотя властелин планет действительно увенчан чудесной короной, и корона эта — жемчужная. Собственно говоря, это цвет ее жемчужный, а из чего «сделана» сама корона, о том речь, и речь весьма длинная, будет дальше.

Лишь во время полных солнечных затмений видим мы солнечную корону как чудесное серебристо-жемчужное лучистое сияние, со всех сторон простирающееся вокруг Солнца. Внутренняя часть короны, более яркая, дает непрерывный спектр, на который наложены яркие линии,- ни одну из них никто никогда не видел в лаборатории на Земле. Внешняя, менее яркая часть короны характерна лучами, достигающими в длину диаметра Солнца и даже иногда еще более длинными. Общий свет короны примерно вдвое слабее света полной Луны.

Рис. 127. Различные формы солнечной короны. Слева — формы короны в эпоху малого количества пятен на Солнце (период минимума солнечной деятельности), справа — в эпоху, когда на Солнце много пятен (период максимума солнечной деятельности)

Форма короны при разных затмениях различна, и еще безвременно скончавшийся в1908 г. пулковский астроном Ганский обнаружил, что эта форма зависит от фазы солнечной активности.

Когда пятен и протуберанцев на Солнце много, у короны «растрепанный» вид. Ее искривленные лучи торчат во все стороны, как волосы на голове человека, только что вскочившего со сна. Когда же на Солнце пятен мало, то корона вытягивается вдоль солнечного экватора наподобие крыльев или опахал.

В 1942 г. советский астроном Н. М. Субботина высказала интересное предположение, что знаменитое изображение крылатого Солнца у египтян, этот их священный и любимый, наравне со скарабеем, символ, есть не что иное, как изображение Солнца с его короной.

Во всяком случае корона, хорошо видимая при затмении невооруженным глазом, не могла не производить потрясающего впечатления на наблюдательных египетских жрецов, которые к тому же обоготворяли Солнце и придумали изображение крылатого Солнца.

На некоторых фотографиях затмений в эпохи, промежуточные между — максимумом и минимумом пятен, солнечная корона выглядит как крылья гигантской бабочки, вспорхнувшей на небо и усевшейся на его фиолетово-синем бархатном фоне.

Рис. 128. Солнечная корона во время затмения 30 июня 1954 г

Несколько тысяч лет назад строители египетских пирамид взирали на чудесное и загадочное явление короны, на крылатое Солнце, но приходится признать, что и для нас оно представляет все еще немало загадок.

Мы не знаем еще точно происхождения короны и причины ее лучистости, хотя искривление корональных лучей от полюсов к экватору Солнца очень похоже на искривление силовых линий магнитного поля около намагниченного шара. Корона не спокойное, статическое образование, а пополняется непрерывно веществом, исходящим из Солнца наружу, Огромная протяженность короны и ее спектр (не чисто газовый) не позволяет нам решиться назвать корону самой внешней частью солнечной атмосферы.

Если она образуется отчасти притекающей к Солнцу метеоритной пылью, как думают некоторые, то ее, конечно, нельзя назвать атмосферой, но если она состоит из вещества, распыленного вокруг себя Солнцем, то чем тогда она не своеобразная, грандиозная атмосфера! Во всяком случае таковой должна являться внутренняя газовая корона, так как она прилегает к газам солнечной атмосферы и образует кругом последней сравнительно неширокий слой.

Рис. 129. Крылатое Солнце — священный символ в Древнем Египте, по-видимому, изображало Солнце с протуберанцами и лучами короны

Внешняя корона дает спектр, который является копией спектра Солнца — непрерывный и с теми же темными линиями. Предполагают, что внешняя корона состоит из электронов, а дальше от Солнца — и из твердых частиц метеоритной пыли, рассеивающих солнечный свет. Академик В. Г. Фесенков указывал, что внешнюю корону в части ее, состоящей из приближающейся к Солнцу метеоритной пыли, нет нужды представлять себе доходящей почти до самой поверхности Солнца. Она может обрываться на расстоянии около 0,1 астрономической единицы от него, так как ближе метеоритные частички будут уже испаряться. Это, однако, не помешает нам видеть корону в Качестве сияния, окружающего Солнце, и медленно растущей в яркости с кажущимся приближением к поверхности Солнца в проекции на небесную сферу.

Еще одну загадку представлял собой спектр внутренней короны, состоящий из ярких линий. Но о ней мы расскажем ниже.

Наконец несколько лет назад радионаблюдения обнаружили, что корона Солнца окружена невидимым грандиозным продолжением — внешней короной. Ее радиоизлучение слишком слабо, чтобы его можно было измерить. Но концентрация электронов в в этой короне достаточна для того, чтобы в ней происходило преломление радиолучей. В. В. Виткевич предложил наблюдать ежегодные случаи, когда очень мощный источник радиоизлучения — Крабовидная туманность (о которой говорится в разделе «Сверхвзрывы сверхновых звезд») покрывается этой короной при движении Солнца по эклиптике. Из-за рефракции радиолучей в короне «видимое» радиотелескопом положение Крабовидной туманности и ее форма временно меняются. Так и было открыто существование внешней короны, прослеженной к 1967 г. на расстоянии до 100 радиусов Солнца, что составляет половину его расстояния от Земли!

Как три астронома обманули природу

Этот «обман», как и многие другие «обманы», был основан на глубоком знании свойств той же природы. Помехи, создаваемые нашему исследованию одними свойствами природы, мы обходим, используя другие ее свойства.

26 октября 1868 г. на заседании Парижской Академии наук было зачитано только что полученное письмо английского астрофизика Нормана Локьера. Оно было датировано 20 октября и содержало описание способа, который Локьер изобрел для наблюдения протуберанцев в любое время, а не только во время полных затмений.

Этим способом Локьер с успехом наблюдал ежедневно то, что раньше удавалось наблюдать в течение нескольких минут затмения, однажды в несколько лет, да и то лишь предпринимая для этого далекие путешествия в полосу полного затмения.

Не успели еще присутствующие прийти в себя от восторга и изумления от этого ценного изобретения Локьера, как секретарь Академии взял второй конверт с почтовым штемпелем Гунтур (Индия) и зачитал письмо, вынутое им из этого конверта. Его написал французский ученый Жюль Жансен еще 19 августа, но оно только что добралось до Парижа. Жансен сообщал об открытом им способе наблюдать протуберанцы ежедневно, вне солнечного затмения. Способ Жансена оказался совершенно тождественным способу, независимо от него и в то же время открытому Локьером. Обоих ученых разделяло расстояние в четверть земной окружности.

Жансен отправился в далекое морское путешествие в Индию с целью наблюдать полное затмение Солнца 18 августа 1868 г. Наведя спектроскоп на протуберанцы, вздымавшиеся над краем Солнца и ставшие видимыми, как только Луна скрыла Солнце, Жансен увидел, что спектр протуберанцев состоит из ярких линий.

В его мозгу блеснула неожиданная мысль, и он тотчас же крикнул откружающим: «Я увижу эти протуберанцы и без затмения!». И действительно: на следующее утро он уже показывал их всем желающим, хотя затмение давно кончилось.

Рис. 130. Наблюдения протуберанцев с помощью спектроскопа

Идея Жансена и Локьера состояла в увеличении контраста между протуберанцами и небом вблизи солнечного края за счет различия их спектров. В обычное время видеть протуберанцы мешает яркий фон неба, освещенного Солнцем.

Установим широкую щель спектроскопа (S на рис. 130) касательно к изображению Солнца (RPR) в фокусе телескопа так, чтобы в нее попадало изображение протуберанца. Тогда свет протуберанца распределится по нескольким его ярким цветным изображениям (например С в спектре, изображенном справа) соответственно испускаемым им длинам волн. Свет же неба, также попавший в щель спектроскопа, распределится по всему непрерывному спектру, ибо свет неба — это рассеянный свет Солнца и его спектр — это спектр Солнца.

В результате яркость цветных изображений протуберанца на фоне непрерывного спектра повысится, контраст будет сильнее, чем при обычном наблюдении, и протуберанцы станут видны. Мало того, что они становятся видны, видно еще, из каких газов они состоят, так как изображения протуберанцев в спектре получаются лишь в тех длинах волн, которые испускаются составляющими их газами.

В память этого поразительного совпадения Парижская Академия наук выбила золотую медаль с портретами Жансена и Локьера на одной стороне. На другой был изображен бог Солнца Аполлон в колеснице, запряженной четверкой коней, и надпись: «Анализ солнечных протуберанцев 18 августа 1868 года». Но где же третий ученый, — спросите вы, так как в заголовке этого параграфа говорилось о трех ученых.

Третий ученый выступил на сцену шестьюдесятью годами позднее, и сценой этой была вершина «Полуденный пик» (Пик дю-Миди) во Французских Альпах. Ее высота 2800 м. Но прежде чем этот ученый достиг своего успеха, много других билось над той же проблемой и всех их постигло жестокое разочарование.

Всем хотелось увидеть протуберанцы непосредственно и сразу кругом всего Солнца, а не в спектроскоп и не обводя его щелью шаг за шагом солнечный диск. Еще больше мечтали увидеть или сфотографировать солнечную корону вне затмения.

После многих попыток и неудач ученых всех стран неизвестный дотоле немецкий астроном-любитель Блюнк в 1930 г., казалось, разрешил эту задачу. Он рассчитывал сфотографировать корону через стекло, пропускающее только инфракрасные лучи, надеясь, что в них контраст между светом короны и светом неба больше, чем в обычных лучах. После упорной работы в течение ряда лет ему удалось изготовить специального рода пластинки и опубликовать фотографию солнечной короны вне затмения. К концу своих трудов изобретатель тяжело заболел, отравившись парами ядовитых веществ, с которыми он имел дело в своих опытах. Увы, его жертва была напрасна, так как вскоре было доказано, что Блюнк сфотографировал не корону…, а тот ореол, который создают вокруг Солнца пылинки нашей атмосферы и который можно видеть невооруженным глазом без всяких затей.

После неудачи Блюнка успех казался невозможным, но в 1930 г. француз Лио описал опыты с построенным им коронографом. С помощью него на вершинах гор, где небо темнее и чище, чем внизу, можно ежедневно видеть кругом Солнца протуберанцы и наблюдать в спектроскоп яркие линии солнечной короны, хотя ее саму непосредственно и не видно.

Лио решил, что контраст между фоном неба и протуберанцами, а также короной, будет повышен, если уменьшить рассеяние света в телескопе, поскольку нельзя в достаточной мере уменьшить его рассеяние в земной атмосфере.

Влияние последнего можно ослабить, только поднявшись на гору, оставив ниже себя наиболее сильно рассеивающие свет слои воздуха.

Как сильно уменьшает контрасты рассеяние света между источником его и наблюдателем, показывает следующий интересный опыт. Возьмите ящик и вместо одной из его стенок вставьте диапозитив светлой солнечной короны на темном фоне. Место, занятое черным диском Луны на диапозитиве, выскоблите и вставьте в ящик электрическую лампочку. Повесьте перед ящиком кусок марли, сетка которой рассеивает наподобие атмосферы идущий через нее к наблюдателю свет лампы. Закрывайте теперь понемногу прозрачный круг, освещенный изнутри лампой и изображающий Солнце. Пока на марлю (атмосферу) падает хоть единый луч лампы (Солнца), корона невидима. Как только круг Солнца вы вполне закроете подходящим непрозрачным кружком картона, так тотчас же вокруг «затмившегося Солнца» вспыхивает слабое сияние короны. Повесьте более редкую марлю, дающую меньшее рассеяние, и корона выступит еще отчетливее.

Чтобы уменьшить рассеяние света в телескопе, Лио делал объектив из наиболее прозрачного стекла, оберегал его от самых микроскопических царапин и пылинок, устранял каждую пылинку из воздуха внутри трубы. Каждая из этих мелочей, складываясь с другими, уже заметно уменьшала рассеяние света на пути от Солнца к глазу наблюдателя и оправдывала поговорку: «с миру по нитке — голому рубашка». Установив в фокусе телескопа черный кружок, который только-только закрывал изображение Солнца, Лио мог прямо в окуляр своего коронографа видеть вокруг Солнца розовые протуберанцы.

Так трое ученых обманули природу, мешавшую нам изучать протуберанцы и корону.

В настоящее время на обсерваториях Советского Союза ведется исследование протуберанцев и короны вне затмения при помощи коронографов типа Лио, построенных в СССР.

Химия Солнца

Спектр нижних частей хромосферы, наблюдаемый в течение одной-двух секунд во время полных затмений (отчего он и получил название спектра вспышки), и темные фраунгоферовы линии в обычном спектре Солнца позволяют определить химический состав солнечной атмосферы. Надо твердо это помнить. Химический состав недр Солнца по спектру определить нельзя: мы видим спектр только атмосферы.

На Солнце мы по его спектру находим только те элементы, которые нам известны на Земле, но не все. Из 92 (104, считая искусственно полученные элементы, более тяжелые, чем уран)) элементов периодической системы Менделеева в атмосфере Солнца открыто 67, или 2/3.

В любой прежней книжке по астрономии говорилось, что Солнце, «золотое Солнце», не содержит золота. Но из этой книги вы узнаете, что золото на Солнце есть, хотя и в ничтожной доле. Его нашли в 1942 г. по крайне слабой линии, происхождение которой раньше было неясно.

Химические элементы, отсутствующие в солнечном спектре, могут, конечно, отсутствовать в солнечной атмосфере, но могут быть и другие причины отсутствия заметных линий в спектре. Например, последнее может быть обусловлено малым содержанием этого элемента, сопровождаемым чрезмерной слабостью линий, либо действительным отсутствием его линий в доступной наблюдениям части спектра, или недостаточной изученостью спектра данного элемента в лаборатории.

В спектре Солнца отсутствуют линии большинства тяжелых радиоактивных элементов, редких земель, инертных газов (кроме гелия и неона) и галоидов, но обнаружен радиоактивный технеций.

Кроме атомов многих элементов, в атмосфере Солнца, преимущественно в области пятен (обладающих более низкой температурой), обнаружены простейшие молекулы: углерода, циана, водородных соединений и многих других. Кроме того, в пятнах есть еще окись титана, гидриды магния, алюминия и кальция, окислы алюминия, циркония и другие соединения.

Изучение интенсивности линий спектра Солнца позволило, не ограничиваясь установлением наличия разных элементов в солнечной атмосфере, определить их количественное содержание. Так, установлено (Эти данные непрерывно уточняются)), что солнечная атмосфера содержит:

Из этих данных следует, что на водород по массе приходится более 70 %, а на гелий 28 %.

Недра Солнца согласно теоретическим расчетам должны быть беднее водородом.

История двух незнакомцев

В 1868 г. астрономы обратили внимание на то, что в спектре протуберанцев есть яркая желтая линия, которая никогда и нигде до этого не наблюдалась. Очевидно, она принадлежит какому-то веществу, которого нет на Земле и которое есть только на Солнце. Предложили назвать это вещество «гелий», от греческого слова «гелиос», что значит Солнце. Астрономы предположили, что это должен быть очень легкий газ, потому что он поднимается высоко в атмосфере Солнца.

25 лет протекло на Земле, в течение которых считали, что на Солнце есть свое особое «солнечное вещество» — гелий.

В 1893 г. при новом точном определении веса азота английский физик Рэлей обнаружил расхождение между весом азота, добытого из аммиака и из воздуха. На литр газа расхождение в весе равнялось весу блохи. Но примириться с ним Рэлей не мог и стал доискиваться причины. Чтобы скорее справиться с задачей, пригласили для сотрудничества известного химика Рамзея, и он заподозрил, что азот, добытый из воздуха, не чистый. К нему, должно быть, подмешан какой-то газ, который тяжелее азота, оттого и вес «воздушного» азота тяжелее; так, грязная соль с примесью песка тяжелее чистой соли в том же объеме.

Ломая голову над этой задачей, Рамзей вспомнил описание Кавендишем одного из своих опытов, о котором он читал еще в студенческие годы. Кавендиш делал его еще в 1785 г., но на него не обратили внимания. Опыт состоял в том, что с помощью электрических разрядов Кавендиш соединял азот с кислородом, получая окислы азота. Как он ни бился, у него в сосуде с ртутью, занявшей место азота, бывшего там ранее и перешедшего в состав окислов, остался крохотный пузырек газа. Этот пузырек газа никак не хотел соединиться с кислородом. Кавендиш свой азот брал из воздуха, и потому Рамзей заподозрил, что Кавендиш столкнулся с тем же газом, который причиняет столько забот его другу Рэлею. Взялись за расшифровку воздушного пузырька. Для этого в большом масштабе повторили опыт Кавендиша и получили упрямый газ, не желавший соединяться с кислородом, уже не в объеме пузырька, а в объеме, допускавшем точное определение его веса. Поступили еще и иначе, прогоняя «воздушный» азот сквозь раскаленный магний, пока они не соединились полностью. В остатке получился тот же самый, не желающий соединяться, или инертный, газ. Он оказался в полтора раза тяжелее азота.

Новый газ не желал соединяться ни с каким другим веществом. За его химическую лень назвали его «ленивым» или, по-гречески, «аргоном». Аргон оказался новым химическим элементом. Аргон был бы открыт на сто с лишним лет раньше, если бы Кавендиш, «державший его в руках», имел точные весы, чтобы взвесить свой пузырек газа.

После своего открытия Рэлей и Рамзей успокоились, но покою их не пришлось быть долгим. Один химик написал в феврале 1895 г., что известный путешественник Норденшельд уже давно привез из Норвегии новый минерал — клевеит. Из этого черного минерала можно было выделить газ, который не соединяется с кислородом. «Геолог, описавший этот минерал, считает его азотом, но, быть может, на самом деле это не азот, а аргон», — писал химик.

Тогда Рамзей достал клевеит, выделил из него газ и посмотрел, какой у него спектр. Спектр вовсе не был спектром аргона. Это было что-то новое, с яркой желтой линией.

Долго думая, он вспомнил, что такую линию четверть века тому назад астрономы открыли в спектре протуберанцев, и с тех пор наблюдают ее ежедневно, приписывая ее неземному газу — гелию. Почти в то же время гелий был открыт в Швеции физиком Лангле. Так открыли солнечное вещество — гелий — на Земле.

Астрономы оказались правы. Гелий — легкий газ, самый легкий после водорода. В небольшом количестве гелий был открыт и в воздухе. Гелий обладает множеством интереснейших свойств и, в частности, для его сжижения нужна очень низкая температура (269° ниже нуля). Любопытно, что при изучении гелия были открыты еще три новых инертных газа.

В 1914 г. английская артиллерия безуспешно обстреляла германский цеппелин, направлявшийся к Парижу. Он, хотя и пробитый осколками снарядов, не загорался, как все дирижабли, наполнявшиеся водородом. Английские химики догадались, что немцы наполнили свой цеппелин гелием, но возникала загадка, откуда они его добывают. В то время лишь немного гелия, добытого с большим трудом, находилось в руках ученых. Английское правительство бросило все силы на поиски природного гелия в своих владениях, и в 1918 г. его нашли в составе нефтяных газов в Канаде, откуда его и стали добывать для военных целей. Только к 1930 г. англичане накопили гелия достаточно для наполнения дирижабля «R-100». Германия, как выяснилось, добывала гелий из монацитового песка, который она в течение многих лет ввозила на пароходах вместо балласта из Индии и Бразилии.

На Солнце гелия чрезвычайно много, но, увы, он для нас там недосягаем. Через 40 лет после того как гелий был открыт на Земле, он представлял еще чрезвычайную редкость, а теперь этот солнечный газ сверкает на Земле желтовато-розовым цветом в витринах московских магазинов, где в длинных стеклянных трубках электрический разряд заставляет его привлекать покупателей. Солнечное вещество стало совершенно прирученным, земным.

Иной была история разоблачения таинственного незнакомца, выступившего перед нами в виде ряда цветных линий спектра солнечной короны. Незнакомца, обнаруженного в спектре солнечной короны в 1869 г., через год после открытия гелия назвали «коронием». Короний был упорнее гелия: он не хотел показываться на Земле. Не показывается он и сейчас. Мало того, гелий по крайней мере был обнаружен в спектрах других небесных тел — звезд и туманностей, короний же обитал только в солнечной короне.

Лишь в 1933 г. короний показался на несколько месяцев в спектре так называемой новоподобной звезды RS Змеедержца (Это созвездие называют также Змееносцем, что вряд ли правильно. Многие люди, особенно на Востоке, могут держать змею, но едва ли есть смысл носить ее в руках)). В этом году слабенькая звездочка, вспыхнувшая уже однажды ненадолго в 1893 г., вспыхнула снова, и в газах, выброшенных ею в момент наибольшего блеска, ненадолго промелькнул короний. Этот случай заинтриговал астрономов, но не пролил света на тайну корония, хотя некоторые соображения еще тогда приводили автора к мысли, что короний как-то связан с железом.

Дело в том, что каждому химическому элементу в таблице Менделеева предоставлена своя клетка — своя квартира. Как только открывался новый элемент, для него тотчас находилась приличествующая ему и незанятая квартира в том или другом этаже таблицы. Уже четверть века назад практически все квартиры во всех этажах дома, построенного для элементов Менделеевым, были заняты. Новым элементам в таблице не оказалось места. Это значит, что им нет места и в природе. Значит, всякий новый незнакомец, и в том числе короний, вовсе не незнакомец, а кто-то из старых знакомых, только в маскарадном костюме и в маске. И имя его — «короний», — не настоящее, а псевдоним, под которым он скрывается. Маскарад его — подневольный, маскарадный костюм в виде незнакомых линий спектра на него надели необычные физические условия, в которые он попал, находясь в солнечной короне, и которых на Земле нет. Сорвите маскарадную маску, и вы увидите под ней знакомый кислород, азот или другой какой-нибудь элемент, смеющийся над нашими тщетными усилиями разоблачить его вот уже более 70 лет.

Убеждение в возможности именно такой расшифровки корония поддерживалось успехом аналогичного случая со спектром разреженных масс газа, образующих туманности, расположенные в межзвездном пространстве. Обнаруженный в них элемент, названный «небулием» (от латинского слова «небула» — туманность) и скрывавшийся под зелеными линиями спектра, был «допрошен с пристрастием» физиком Боуэном в США. После долгого «запирательства» в 1927 г. он «сознался», что он… попросту кислород. Впрочем — не попросту, а кислород, дважды ионизованный, т. е. потерявший два электрона. Но и в этом виде мы бы его разоблачили раньше, если бы он не умудрялся испускать те линии спектра, которые ему «запрещено» испускать.

По сути дела, никто ему, собственно говоря, эти линии не запрещал испускать, но излучение их в земных условиях для него так трудно, что практически обнаружить их в спектре кислорода на Земле невозможно, и потому физики условно назвали эти линии «запрещенными». Линии возникают, когда электрон перескакивает сам по себе, ничем «не принужденный», с одной орбиты на другую. Но вот на той орбите, с которой он должен перескочить, покрутившись на ней некоторое положенное ему время, электрон крутится очень долго — секунды, часы, дни и даже месяцы, прежде чем электрон сам по себе ее покинет и излучит соответствующего «запрещенную» линию.

В земных условиях плотности газа так велики и столкновения атомов поэтому так часты, что с подобной орбиты электрон при ударе сталкивают насильно на другую орбиту раньше, чем он успеет с нее уйти «по своей воле». На обычных же орбитах электрон остается всего лишь около 10~8 сек. Это и не дает возможности атому излучить запрещенную линию.

В газовых туманностях плотность газа так ничтожно мала, что столкновения атомов происходят крайне редко, и излучение ими линий, «запрещенных» в земных условиях, тут происходит беспрепятственно.

По примеру с небулием, линии корония стали искать среди запрещенных линий известных элементов. Их длину волны можно установить только теоретически, зная структуру атомов, но она пока еще не для всех них известна. В газах, выброшенных в пространство звездой RS Змеедержца, были необычайно сильны запрещенные линии атомов железа, ионизованных не слишком сильно. Можно было поэтому поставить линии корония в спектре этой звезды в связь с необычными для звезд условиями свечения паров железа. Многие попытки, сделанные в этом направлении, были безрезультатны, но в 1941 г. шведский ученый Эдлен сообщил давно желанную весть — «короний оказался железом»…

Одни линии корония оказались запрещенными линиями девятикратно ионизованного железа, другие — такими же линиями тринадцатикратно (!) ионизованного железа, а менее яркие линии — принадлежащими многократно ионизованному никелю и другим элементам.

Плотность газа в короне, несомненно, очень мала и могла бы допустить излучение запрещенных линий. А железо в солнечной короне могло бы получаться за счет испарения железной метеоритной пыли, когда она достаточно приближается к Солнцу и нагревается.

В первый момент к отождествлению корония астрономы отнеслись недоверчиво. Как может быть, чтобы вблизи Солнца, которое само имеет температуру «всего лишь» в 6000°, могли существовать столь сильно ионизованные атомы железа. Для такой ионизации в обычных условиях нужна температура выше 100 000°, и потому никто раньше не искал короний среди ионов, существование которых требует таких высоких температур. В последнее время стало, однако, намечаться объяснение существованию вблизи Солнца паров железа, атомы которого лишились 9 и даже 13 электронов. Это может произойти не только от высокой температуры, но и от влияния некоторых других процессов, возникающих в разных местах хромосферы. Описание их здесь было бы слишком сложно, но укажем, что московский астроном И. С. Шкловский представляет обстоятельства дела следующим образом. В условиях короны достаточно наличия слабого электрического поля в ней, чтобы возникло движение электронов наружу со скоростью, соответствующей температуре в 1 000 000°.

Эти электроны, возникающие в самой короне, с бешеными скоростями налетая на находящиеся в ней же атомы железа и никеля, ионизуют их так сильно, как при других условиях это осуществлялось бы при температуре в миллион градусов.

Как показали В. А. Крат и С. Б. Пикельнер, поверхность Солнца, выбрасывая свои электроны в мировое пространство, получает положительный заряд благодаря накапливанию положительно заряженных ионов. Но это ведет тогда к взаимному отталкиванию ионов и к выбросу их из Солнца, заряд которого, уменьшаясь, позволяет электронам выбрасываться снова. Так Солнце постепенно теряет свою массу.

Разгадку корония можно считать решенной, и можно считать решенной загадку спектра солнечной короны, в целом. К настоящему времени в спектрах небесных светил не осталось ни одного «небесного вещества», все их линии принадлежат веществам, имеющимся и на Земле. Мы потеряли в науке два химических «элемента» — небулий и короний, но взамен них приобрели знания о строении и поведении как мельчайших атомов, так и грандиозных мировых тел…

Активные области, хромосферные вспышки, рентгеновское и радиоизлучение Солнца

На Солнце в так называемых активных областях наблюдается усиление движения газов и изменение характера этих движений. В этих областях возникают не только пятна, но и факелы, флоккулы, усиление магнитных полей, некоторые протуберанцы.

Активные области излучают больше корпускул, ультрафиолетовых, рентгеновских и даже космических лучей высокой энергии. Все эти виды излучений лишь недавно стало возможно изучать приборами, установленными на высотных ракетах, искусственных спутниках Земли и межпланетных автоматических станциях.

Ультрафиолетовый конец солнечного спектра впервые сфотографировали с высотных ракет, так как земная атмосфера это коротковолновое излучение поглощает целиком и не пропускает к Земле.

Между тем ультрафиолетовый спектр Солнца содержит ценнейшую дополнительную информацию о физическом состоянии и химическом составе внешних слоев Солнца. Ультрафиолетовые лучи — главный ионизатор земной атмосферы, основной создатель ее ионосферы.

Рис. 131. Фотография Солнца в рентгеновских лучах

Для измерения рентгеновского излучения Солнца вместо спектрографа приходится пользоваться особыми счетчиками, покрытыми тонкой пленкой, поглощающей рентгеновские кванты разной энергии, в зависимости от состава и толщины пленки. На рис. 131 приведена фотография Солнца в рентгеновских лучах. В этих лучах особенно ярки активные области. В них рентгеновская яркость раз в 100 больше, чем в спокойных областях Солнца. Рентгеновское излучение возникает во внутренней короне Солнца, на десятки тысяч километров выше уровня появления водородных флоккул.

По спектрогелиограммам было обнаружено, что изредка на Солнце бывают кратковременные яркие вспышки особенно плотных и горячих газов; температура плазмы во вспышках достигает нескольких десятков тысяч градусов. Именно они-то, а не самые пятна, с которыми вспышки обычно связаны, являются причиной быстрых электромагнитных возмущений на Земле, которые раньше приписывались непосредственно влиянию пятен. (Впрочем, дело обстоит, по-видимому, еще сложнее.) Электромагнитные возмущения на Земле проявляются в колебаниях магнитной стрелки компаса, в помехах в работе проволочного и радиотелеграфа и т. д. Об этом мы поговорим еще и дальше.

Рис. 132. Фотографии четырех солнечных вспышек в свете бальмеровской линии водорода Н

Для радиосвязи возможность предвидеть наступление таких помех была бы особенно ценна. Опыты предсказания наступления таких помех и даже опыты прогноза погоды, основанные на анализе наблюдаемой связи помех с областями активных изменений и активного излучения на Солнце, все время делаются. Дело в том, что, вообще говоря, для того чтобы повлиять на Землю, активная область должна быть вблизи центра видимого диска Солнца. Всегда можно заранее рассчитать, зная период вращения Солнца, когда активная область, видимая вдали от центра, окажется вблизи него (вернее, на его центральном меридиане).

Улучшение предсказаний хромосферных вспышек очень важно для обеспечения безопасности космонавтов. При хромосферных вспышках возникают лучи, сходные по составу с космическими лучами: 90% протонов и 10% альфа-частиц (ядер гелия). Интенсивность космического излучения возрастает при этом в тысячи раз и более в течение нескольких часов. Особенно мощные вспышки происходят в среднем один раз за 4-5 лет в эпоху спада или подъема солнечной деятельности.

С 1957 г. на Солнце пытались обнаружить изотоп водорода с атомным весом 2. Можно было ожидать его образования при ядерных реакциях, сопровождающих солнечные вспышки. В августе 1972 г. при сильной вспышке было обнаружено гамма-излучение, которое могло произойти при образовании дейтерия. На следующий год дейтерий был обнаружен непосредственно в солнечном ветре при нескольких вспышках благодаря приборам, установленным на двух искусственных спутниках Земли. Тут же зарегистрировали и другой изотоп водорода — тритий. Он нестабилен и половина его распадается за 12,6 лет. Оба изотопа возникают от столкновений быстрых протонов и ядер гелия с ядрами более тяжелых элементов. В продуктах вспышек содержание дейтерия возрастает в сотни раз, достигая 0,1% атомов водорода. Проходившая, по-видимому, очень активная область Солнца дала ряд очень сильных хромосферных вспышек, сопровождавшихся рядом геофизических последствий — бурь в космических лучах, больших магнитных бурь и возмущений ионосферы. Подобные вспышки крайне опасны для космонавтов в открытом Космосе и даже внутри корабля. К сожалению, предвидеть их мы еще не умеем.

Многие исследователи в годы второй мировой войны обнаружили радиоизлучение, идущее от Солнца. Из радиоволн, испускаемых Солнцем, мы можем принимать волны длиной (примерно) от 10 м до нескольких сантиметров.

Если предположить, что Солнце в области радиоволн излучает как абсолютно черное тело, то по интенсивности его радиолучей с длиной волны 1 м его температура составляет сотни тысяч градусов. Метровые волны излучаются солнечной короной, а сантиметровые — хромосферой. Вычисленная выше «температура» характеризует лишь скорость движения электронов в этих оболочках Солнца и соответствует тому, что говорилось ранее в этой книге о причине ионизации газов в короне.

Временами радиоизлучение Солнца усиливается в сотни тысяч раз. Это явление называют «всплесками»; они сопровождают большие солнечные пятна, вернее, происходящие вблизи последних кратковременные извержения из недр крайне горячих газов — хромосферные вспышки.

По теории И. С. Шкловского эти «всплески» вызваны тем, что потоки электрически заряженных частиц, выбрасываемых Солнцем и производящих на Земле полярные сияния, на своем пути вызывают в солнечной атмосфере особые «собственные колебания» находящихся в ней электронов. Эти колебания порождают кратковременное усиленное радиоизлучение.

Однако радиоизлучение активного Солнца очень сложно и разнообразно и теоретическое его объяснение находится в процессе дальнейшей разработки.

Магнитные явления на Солнце

За последние годы теория строения Солнца и явлений на нем сильно продвинулась вперед. В частности, на основе лабораторных опытов с плазмой пришли к выводу о том, что магнитные поля на Солнце играют очень большую роль в наблюдаемых на нем явлениях.

Ядерные реакции происходят в ядре Солнца, где температура достаточно высока — 16 млн. градусов. Радиус этой зоны, где вырабатывается энергия при ядерных реакциях, составляет, по-видимому, около 200 000 км. С удалением от центра Солнца температура падает быстро — на 20° на каждый километр. В этой области происходит перенос лучистой энергии излучением. Не доходя одной десятой по радиусу до фотосферы, температура падает медленнее, и в переносе энергии в ней принимает участие конвекция в виде вертикального подъема горячих газов и опускания холодных газов. Происходит перемешивание вещества, которое, однако, неравномерно по разным направлениям.

В фотосфере водородные атомы в основной своей массе нейтральны, в хромосфере, являющейся переходным слоем, они ионизуются и в короне наступает полная ионизация. Толщина фотосферы только 200-300 км, т. е. около V300 радиуса Солнца. Таким образом атмосфера Солнца состоит из плазмы — смеси ионов и свободных электронов. Хромосфера, в сотни тысяч раз менее плотная, чем фотосфера, переходит в корону. За счет облучения энергией, испускаемой фотосферой, при ее температуре в 6000° термометр в хромосфере показал бы 5000°, а в короне еще меньше. Частицы разреженного газа хромосферы и короны налетали бы на термометр так редко, что не могли бы его нагреть. Однако скорости движения частиц в хромосфере и короне очень велики. Известно, что температуру газа можно измерять кинетической энергией его частиц. Это так называемая кинетическая температура. В фотосфере температуры излучения и кинетическая соответствуют друг другу, а в хромосфере и короне различаются резко — в хромосфере кинетическая температура составляет десятки тысяч градусов, а в короне — около миллиона градусов.

«Нагревание» хромосферы происходит эа счет энергии распространяющихся в ней волн, порождаемых движением гранул в фотосфере. В короне, простирающейся на расстояние до 10 радиусов Солнца, число атомов в 1 см3 в 100 миллиардов раз меньше, чем число молекул в 1 см3 воздуха у поверхности Земли. При такой же плотности, как воздух, вещества в короне хватило бы на слой, окружающий Солнце при толщине всего в несколько миллиметров. В ней возникает основное» радиоизлучение Солнца. С такой же интенсивностьто, как корона, нагретое тело такого же размера излучало бы при температуре в миллион градусов, а такой кинетической температуры требуют, как мы видели, и наблюдаемые в спектре короны яркие линии многократно ионизованных металлов.

Изучение взаимодействия магнитного поля и плазмы показало, что на плазму в целом движение вдоль силовых линий магнитного поля не влияет. При движении же электрически заряженных частиц поперек линий поля (т. е. при течении тока) возникает дополнительное магнитное поле. Сложение этих магнитных полей вызывает искривление и вытягивание силовых линий вслед за движением вещества. Между тем у магнитных силовых линий есть натяжение, стремящееся их выпрямить. Это создает магнитное давление, и поле, мешая плазме пересекать силовые линии, его тормозит и даже может увлечь за собой, если поле сильно. Если оно слабо, то плазма перемещает силовые линии вместе с собой. Итак, во всех случаях можно говорить о том, что силовые линии как бы «вморожены» в плазму.

Эти сведения, а также регулярные измерения напряжения магнитного поля в разных местах на Солнце позволили подойти к объяснению многих явлений на нем.

Общее магнитное поле Солнца очень слабо, но оно, видимо, играет большую роль. Лучи короны, особенно в полярных областях Солнца, располагаются подобно силовым линиям, выходящим и входящим у полюсов намагниченного шара. Изменение направления поля в каждом полушарии Солнца от одного цикла солнечной активности к следующему также очень важно. Причина этого изменения еще не ясна, но известны звезды с очень мощными магнитными полями, у которых полярность поля также периодически меняется.

При вращении Солнца самые быстрые (экваториальные) слои увлекают за собой силовые линии слабого общего поля Солнца, которые в них «вморожены». Эти линии вытягиваются под фотосферой и за три года обвиваются вокруг Солнца шесть раз, образуя тугую спираль. Если силовые линии расположились при этом теснее, то, значит, тут общее (и искаженное здесь) магнитное поле Солнца усилилось.

Ближе к полюсам силовые линии общего поля выходят из фотосферы вверх, и поэтому поле здесь не усиливается. Впрочем, на самом экваторе, где угловая скорость вращения в некоторой зоне меняется мало, поле также не усиливается, а на широтах +30°, где скорость вращения меняется быстрее всего, усиление поля максимально. Так под фотосферой образуются подобия трубок из сгущенных силовых линий. Давление газа в них складывается с давлением магнитного поля, перпендикулярным к его линиям. Газ в «трубке» расширяется и становится как бы легче и может «всплыть» наверх. В этом месте, где она приближается к поверхности, на Солнце наблюдается усиление магнитного поля, а затем и появление факела, а за ним и поля факелов. Их горячие газы поднимаются выше, чем соседние места фотосферы, потому что слабое магнитное поле вокруг них гасит мелкие турбулентные движения, стремящиеся тормозить поток горячего выходящего газа. Над факелами в хромосфере также происходит нагрев и возникают горячие флоккулы. Наконец, над флоккулами в короне начинается более яркое свечение. Так развивается активная область на Солнце. Всплывая к поверхности и пересекая ее, трубка со сгущенными силовыми линиями образует местные усиления магнитного поля и возникают солнечные пятна. Их пониженная температура обусловлена тем, что очень сильное магнитное поле в этой области подавляет не только турбулентность, но и сильные конвективные движения. Поэтому здесь приток снизу горячих газов прекращается, тогда как вокруг пятна, в области факелов и флоккул, конвекция слабым магнитным полем усилена, так как оно подавляет слабую турбу-ленцию и там приток горячих газов снизу облегчен. Понятно, что пересечение изогнутой трубки с этой поверхностью в двух местах обусловливает у двух главных пятен противоположные магнитные полярности. Выход трубки из фотосферы и рассеивание ее линий ведут к дроблению и исчезновению двух главных пятен, образованных пересечением силовой трубки с поверхностью Солнца. Выход — силовых линий трубки в разреженные хромосферу и корону, где давление газа меньше, чем давление магнитного поля, ведет к тому, что линии расходятся, образуя петли и дуги.

Рис. 133. Схема возникновения активных областей на Солнце. а — период незадолго до минимума, слабое общее магнитное поле диагонального характера; б — начало вытягивания и закручивания отдельной силовой линии; в — развитие биполярных групп пятен из трубки силовых линий; на правом краю — остатки тех же активных областей; г — расположение силовых линий на разных гелиографических широтах

Постепенно области активности с порождающими их магнитными трубками в восточной части образуют пятна с полярностями, противоположными той, какая была в начале цикла у этого полюса Солнца. Это вызывает сначала нейтрализацию прежнего общего магнитного поля, а затем, за три года до конца 11-летнего цикла солнечной активности, создает общее поле противоположной полярности.

Через 11 лет восстанавливается прежняя картина полярностей общего поля.

Так получает в основных чертах, по-видимому, правильное объяснение (данное Бэбкоком), 22-летняя периодичность солнечной активности.

Хромосферные вспышки на Солнце образуются вблизи нейтральных точек магнитных полей в активных областях, где с удалением от этих точек напряжение поля быстро возрастает. Здесь происходит крайне быстрое сжатие магнитного поля вместе с плазмой, в которую оно «вморожено», и энергия магнитного поля переходит при этом в излучение газа. Плазма сжимается в тонкий шнур и температура ее резко возрастает — до нескольких десятков тысяч градусов. Плотность хромосферы возрастает здесь за несколько минут в сотни тысяч раз.

Кроме огромного повышения температуры, а с нею и излучения, особенно ультрафиолетового и рентгеновского, хромосферная вспышка состоит и в так называемом всплеске радиоизлучения. На метровых волнах последнее усиливается до десятков миллионов раз.

Источник этого радиоизлучения перемещается из хромосферы в корону со скоростью около 1000 км/сек. Вероятно, он возникает в результате выброса космических лучей, порожденных вспышкой, и бомбардировки плазмы этими лучами, что и вызывает колебания плазмы, порождающие всплеск радиоизлучения.

Наблюдаемые в короне лучи, видимо, порождаются этими потоками быстрых, электрически заряженных частиц, тянущих за собой силовые линии магнитного поля. И это поле, и плазма короны тормозят потоки частиц, но часть их вырывается из атмосферы Солнца и, попадая в земную атмосферу, производит полярные сияния. Изменение картины магнитного поля Солнца от минимума его активности к максимуму и определяет изменения формы короны, о чем мы уже говорили.

Многие протуберанцы, как и лучи короны, обусловлены движением газа вдоль силовых линий, отчего и происходят, например, выбросы их по дугообразной траектории и «скатывание» их обратно на поверхность Солнца. По-видимому, протуберанцы находятся преимущественно в областях плавных изменений магнитного поля. Возникновение свечения протуберанцев внезапно вверху, а затем их движение только вниз обусловлено, по-видимому, процессами, аналогичными тем, какие дают хромосферные вспышки, но менее резкими. Сжатие магнитного поля ведет к сжатию относительно холодного газа, к подъему его плотности и к свечению.

Таковы основные черты современной, в основном газомагнитной, теории солнечных явлений.

Солнечный ветер и полярные сияния

Уже давно норвежские геофизики Биркеланд и Штермер пришли к выводу, что Солнце испускает потоки корпускул — электрически заряженных частиц. По их мысли, эти частицы, попадая в земную атмосферу, могли вызывать возмущения магнитного поля Земли и полярные сияния. В периоды повышения солнечной активности учащаются и усиливаются полярные сияния и магнитные бури на Земле. Последние выражаются в колебаниях напряженности поля, в колебаниях магнитной стрелки компаса. В пятидесятых годах немецкий астрофизик Бирман показал, что ряд явлений в кометных формах, в частности, большие ускорения в движении газов в кометных хвостах I типа должны быть результатом взаимодействия плазмы кометного хвоста с солнечными корпускулярными потоками, несущими с собой магнитное поле. Эта теория развивается; она объясняет многие явления, остававшиеся непонятными, когда полагали, что на кометы действует главным образом давление солнечного света. Так как кометы движутся по солнечной системе постоянно и в разных направлениях, то надо заключить, что корпускулярное излучение Солнца испускается непрерывно и по всем направлениям, заполняя солнечную систему.

Г. М. Никольский, С. К. Всехсвятский и В. И. Чередниченко отождествили корпускулярные потоки с лучами солнечной короны, рассматривая ее как динамическое образование. Из этого следовал вывод, что солнечная корона непрерывно расширяется.

Чепмен пришел к заключению, что солнечная корона с температурой миллион градусов вследствие большого потока тепла, создаваемого ею, должна простираться до орбиты Земли, где ее температура падает до 200 000°. Здесь он оценил плотность короны в 100-1000 атомов водорода в 1 см3, что вытекало и из интерпретации поляризации зодиакального света. Чепмен даже заявил так: «Мы живем в солнечной короне!». Расширяясь, солнечная корона уже на расстоядии 107 км от Солнца должна иметь скорость в несколько сотен километров в секунду. Паркер отождествил расширяющуюся солнечную корону с корпускулярным излучением Солнца и назвал последнее «солнечным ветром».

Появились и экспериментальные данные: начиная с 1959 г. автоматические межпланетные станции стали регистрировать солнечные корпускулярные потоки на разных расстояниях от Земли в межпланетном пространстве. Они установили, что солнечный ветер «дует» постоянно со скоростью около 400 км/сек на расстоянии Земли от Солнца и что число частиц в 1 см3 несколько колеблется. Через 1 см2 за секунду проходит 108-109 частиц и больше после сильных вспышек на Солнце. Они несут с собой магнитное поле и движутся не по радиусам, а по спиралям. Но солнечный ветер не отличается постоянством. В его потоках наблюдаются и турбулентность газа и деформация магнитного поля. В настоящее время солнечный ветер усиленно изучается всеми доступными средствами, так как он ответствен и за процессы в кометах и за многие геофизические явления в земной магнитосфере и атмосфере ( О солнечном ветре см. в книге «Астрономия невидимого», «Наука», 1967)).

Полярные сияния чаще всего, почти ежедневно, наблюдаются в кольцевых зонах радиусом 23° с центром около магнитных полюсов Земли. Самые мощные и высокие полярные сияния наблюдаются не только в высоких и средних широтах, но даже в тропиках, сопровождая собой наступление магнитных бурь, отмечаемых одновременно по всей Земле. Виды и типы полярных сияний, этого электрического свечения в стратосфере, весьма разнообразны. Хотя все они вызваны проникновением в стратосферу частиц высоких энергий, связанных с активностью Солнца, причины существования разных форм сияний неодинаковы. Высота полярных сияний определяется по параллаксу их деталей. Для этого одновременно фотографируют сияние из двух точек и определяют его положение на фоне неба по отношению к звездам.

Чаще всего сияния происходят на высотах 95-120 км, но иногда и немного ниже; изредка же сияния можно увидеть на высотах до 1000 км. Знание этой высоты и плотности воздуха на разных высотах позволяет определить скорость и энергию корпускул, вторгающихся в стратосферу. До высоты 100 км могут проникать протоны с энергией 100 килоэлектронвольт (кэв) и электроны с энергией даже в 10 раз меньшей.

В спектрах полярных сияний наблюдаются яркие линии атомарных и полосы молекулярных кислорода и азота, как нейтральных, так и ионизованных. Среди них есть и запрещенные линии, о которых мы говорили в очерке «История двух незнакомцев». Они обусловлены разреженностью стратосферы, которая на высоте 100 км в миллион раз менее плотна, чем воздух на уровне моря.

С различием химического состава воздуха на разных высотах и различием энергии вторгающихся корпускул связано появление преимущественно тех или других спектральных линий. Поэтому-то в полярных сияниях и наблюдается чарующая игра разных красок и их отблесков на белоснежных полях арктических и антарктических просторов. Наблюдается в спектре полярных сияний и красная линия атомарного водорода, производимая вторжением солнечных протонов.

Очень много для понимания природы полярных сияний дали обширные систематические исследования их, проведенные во время Международного геофизического года (МГГ), а также исследования при помощи искусственных спутников Земли и геофизических ракет.

Магнитное поле Земли в общем похоже на поле намагниченного железного шара с силовыми линиями, выходящими из одного магнитного полюса и входящими в другой. В связи с этим дуги полярных сияний вытягиваются вдоль геомагнитных параллелей, а их лучи — вдоль геомагнитных силовых линий.

Сияния в области геомагнитных полюсов, аморфного вида, производятся очень энергичными электронами, приходящими непосредственно от Солнца, но отклоняемыми в своем движении магнитным полем Земли. Сияния в области наибольшей их повторяемости — в области полярных кругов — возбуждаются электронами с энергией 10 кэв и меньше, которые не могут прийти прямо от Солнца, а приобрели большую скорость, странствуя в магнитном поле Земли, хотя они и не принадлежат к радиационным поясам Земли. Здесь же происходят и сияния, вызванные протонами с энергией в 1 1/2 — 2 кэв, т. е. с такой же, какой обладают протоны солнечного ветра. Протоны эти попадают в зону обтекания геомагнитного поля, а оттуда врываются в стратосферу. Сияния в виде красных дуг на высотах около 350 км создаются ближе к земному экватору протонами небольших энергий из состава солнечного ветра. Детали проникновения корпускул солнечного ветра в стратосферу и их «приключения» в пути еще подлежат выяснению.

Солнечный ветер, вызывая магнитные бури и полярные сияния, возмущая земную ионосферу, влияет на радиосвязь на коротких волнах, а быть может, как считал А. Л. Чижевский, оказывает заметное влияние и на живые юрганизмы. Поэтому изучение солнечного ветра и связанных с ним явлений не безразлично для человеческой практики, особенно в связи с запусками человека в Космос.

Поскольку солнечный ветер связан с активными областями на Солнце, существующими длительное время, а скорость вращения Солнца и скорость корпускулярных потоков известны, наступление магнитных бурь и сильных полярных сияний в некоторой степени удается предсказывать заранее.