На обложке научно-популярного журнала Академии наук СССР «Земля и Вселенная» из номера в номер повторяются слова астрономия, геофизика, исследования космического пространства. Они определяют три основных тематических направления журнала.
Советские и зарубежные ученые выступают в журнале со статьями по самым актуальным проблемам современных наук о Земле и Вселенной.
Здесь, на страницах 46 - 54, мы предлагаем несколько материалов (в сокращенном виде) из готовящихся к печати номеров журнала «Земля и Вселенная».
В ПРЕДДВЕРИИ КОСМИЧЕСКИХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ
10 лет назад казалось, что в физике Солнца ученых уже не ждут никакие существенные открытия. Однако проведенные в последние годы исследования Солнца телескопами, поднятыми на воздушных шарах в стратосферу, наземными «вакуумными» телескопами, исследования из космоса дали немало новых сведений, помогающих более полно понять происходящие на Солнце процессы.
Исследования Солнца из космоса внесли ясность в вопрос о распределении температур, и о структуре внешних слоев солнечной атмосферы - солнечной короны. Для сравнительно спокойного Солнца получена весьма ясная картина основных физических процессов.
Солнечная корона - это самые внешние слои атмосферы Солнца, которые мы видим во время полных солнечных затмений, как серебристое сияние, окружающее закрытый Луной диск Солнца. По яркости свечения можно определить плотность разреженного коронального газа. По степени ионизации плазмы в короне мы определяем, что температура Т1ревышает один миллион градусов.
Свечение короны абсолютно теряется на фоне яркого излучения поверхности Солнца (фотосферы). Поэтому мы видим корону только во время затмений. А эти моменты очень кратковременны (за всю историю фотографических наблюдений - в сумме около 2 часов). При этом мы видим все только в одной проекции, а это означает, что очень трудно сопоставить структуру короны с лежащими ниже образованиями.
Рентгеновские наблюдения позволили увидеть корону вне солнечного затмения, впервые дали изображение короны на самом диске Солнца.
Спектр всей короны (диск Солнца в целом) в рентгеновской области был предсказан советским астрофизиком И. Шкловским и американским ученым Г. Элвертом. Характер спектра совпал с ожидаемым. Однако прогноз был сделан в предположении, что температура короны около одного миллиона градусов. При этом линии ионов с тремя внешними электронами должны были быть наиболее интенсивными. Реально же обнаружили существование ионов с двумя и одним внешними электронами. Это говорит о том, что на Солнце есть обширные области с температурами до 10 миллионов градусов (при вспышках - до 20 - 30 миллионов градусов). Так начались серьезные исследования рентгеновского излучения солнечной атмосферы.
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМПЕРАТУРЫ В КОРОНЕ
Вопрос о том, где располагаются области высокотемпературного свечения, был решен довольно быстро. Аппаратура, разработанная в СССР, Англии и США, позволяла получать грубую карту Солнца. На ней различаются детали размером 2 - 3 угловые минуты ('при диаметре Солнца около 30 угловых минут). Подобные приборы устанавливались, например, на советском «Космосе-166» (1967 год) и американских орбитальных солнечных станциях. Оказалось, что высокотемпературное коротковолновое свечение исходит из тех областей короны, которые расположены над солнечными пятнами.
Известно, что солнечные пятна возникают в центрах активности (в активных областях), число таких областей и их мощность изменяются с периодом около 11 лет. Отдельный активный центр возникает за несколько часов и может существовать от двух-трех дней до года. В период средней активности на видимом диске Солнца бывает около пяти групп солнечных пятен. Тот участок короны, который лежит над активной областью, в несколько раз плотнее, чем вся корона, отсюда происходит термин - корональная конденсация. Сама по себе корональная конденсация по плотности не однородна и представляет собой систему отдельных арок (волокон), располагающихся над группой темных пятен.
Рентгеновские наблюдения показали, что в максимальной фазе развития корональных конденсаций температура в отдельных арках-волокнах доходит до 10 миллионов градусов.
Английский ученый Дж. Паркинсон, опираясь на последние данные наблюдений самого разного рода, построил схематическую модель корональной конденсации. У него получилось, что наиболее высокотемпературное свечение сосредоточено совсем низко над поверхностью Солнца. Эти данные требуют проверки и уточнения.
Наблюдения (на «Космосе-166») с разрешением 2 - 3 угловые минуты позволили определить температуру спокойной короны. Оказалось, что температура короны над экватором равна 1,8 миллиона градусов, над полюсами она ниже - около 1,3 миллиона градусов (по косвенным оценкам). Это различие температур имеет свое объяснение.
СТРУКТУРА КОРОНЫ
Фотография Солнца, на которой различимы детали в несколько секунд дуги, считается хорошей. Особенно ценны рентгеновские фотографии, полученные из космоса. Чтобы сделать такую фотографию, необходимо, во-первых, навести платформу с приборами, установленную на ракете или спутнике, на ту область Солнца, которая выбрана для снимка и удерживать точную ориентацию все время экспозиции. Техническое решение такой задачи стало возможным лишь недавно. Сейчас это делается даже без участия космонавта. Во-вторых, нужен рентгеновский телескоп с высоким разрешением, то есть с большим зеркалом. В последние годы были испробованы различные материалы, пригодные для зеркал рентгеновских телескопов. Лучшие результаты дали зеркала из плавленого кварца. Итак, только на рубеже 1972 - 1973 годов в мягких рентгеновских лучах, где потоки излучения достаточны, солнечная корона была сфотографирована с помощью телескопа, поднятого в космос. Получены фотографии с разрешением в несколько секунд дуги.
Фотографии, сделанные американской станцией «Скайлэб», дали изображение короны на диске. Самые яркие места снимков совпадают с центрами активности. Самые темные участки располагаются в районе полюсов и еще в нескольких довольно резко очерченных местах, получивших название корональных дыр. На этих фотографиях можно подметить еще две особенности - во-первых, яркие точки, вероятно, это слабые вспышки, появляющиеся при рождении активных областей, во-вторых, сравнительно темные области около плавающих в короне холодных облаков - протуберанцев.
Основной вывод, который можно сделать, изучая эти фотографии, таков свечение короны исходит из тонких волокон. Ярчайшие волокна-трубки расположены вблизи пятен. Отдельные "пятна, а подчас и группы пятен, удаленные друг от друга на расстояния до радиуса Солнца (700 тысяч километров), соединяются волокнами. То, что даже удаленные друг от друга активные области связаны между собой, а также то, что трубки пересекают экватор, было несколько неожиданным для специалистов. По некоторым снимкам видно, что вспышка в одной области вызывает яркую точку, которая «бежит» вдоль трубки и стимулирует процесс в другом центре активности.
Интересным оказалось сопоставление рентгеновских фотографий с картой распределения магнитных полей. На видимой поверхности Солнца, в фотосфере наблюдаются магнитные поля довольно сложной структуры. В хромосфере и короне структура полей упрощается. Поля во внешней атмосфере Солнца можно представить себе, как систему замкнутых петель. Самые сильные поля (около 3 000 эрстед) наблюдаются в фотосфере, в солнечных пятнах. Из пятна выходит «веер» трубок, частично замыкающийся на ближайшем пятне противоположной полярности, частично в окружающих пятно точках. Ионизованный газ может свободно двигаться вдоль трубки силовых линий, но движения поперек поля для него запрещены. (Из этого вытекает, что передача тепла от трубки к трубке практически невозможна. Это так называемый эффект теплоизоляции, обоснованный И. С. Шкловским еще в 1946 году.) Поэтому, например, над пятнами в хромосфере наблюдается своеобразная структура, сильно напоминающая ориентацию железных опилок на стекле над противоположными полюсами магнита. В короне над пятнами появляется система петель. Вне пятен многочисленные точки фотосферы противоположной полярности с меньшими напряженностями полей в десятки или сотни эрстед также соединяются петлями. В районе полюсов Солнца поля более вертикальны - они уходят на большие расстояния вверх, лишь частично замыкаясь на противоположный полюс.
Проведенное сравнение детальных рентгеновских фотографий с магнитными полями показало, что интенсивно светится газ, заключенный в магнитную трубку. Темные корональные дыры совпадают с местами, где нет магнитных полей, а в некоторых частях «дыр» и над полюсами Солнца - с разомкнутостью трубок, с уходом полей «на бесконечность». Это можно считать прямым доказательством того, что магнитное поле влияет на структуру короны. Объясняется же различие физических условий в замкнутых и открытых магнитных структурах довольно просто.
В открытых структурах магнитное поле не влияет на протекающие в короне процессы. Температура газа определяется из условия равенства нагрева и охлаждения. Нагрев обычно связывают с затуханием в короне приходящих снизу механических колебаний. Потери энергии корональной плазмы обусловлены излучением и прямым уходом частиц в пространство. Скорость солнечного ветра при температурах более 1 миллиона градусов сильно растет, если увеличивается температура. Потери энергии на формирование потока частиц не позволяют температуре подниматься выше 1,3 - 1,5 миллиона градусов.
Близ полюсов и в корональных дырах, где солнечный ветер уносит избыток энергии, температура сравнительно низка, около 1,3 миллиона градусов и там мы видим темные области.
В магнитных трубках частицы не могут уходить поперек поля. Здесь не расходуется энергия на солнечный ветер и при обычных условиях устанавливается температура около 2 миллионов градусов. Такая температура, по-видимому, характерна для большинства трубок в короне. Такая же температура и в волокнах над спокойным солнечным экватором.
Вблизи пятен - в точках активных областей - нагрев увеличивается. В волокнах устанавливаются еще более высокие температуры, достигающие иногда 10 миллионов градусов. Поскольку обмена тепла между волокнами нет, в активной короне появляются разно температурные арки.
Итак, картина в целом стала проще, яснее. По-видимому, это уже контуры законченной картины, появление которой было бы, конечно, невозможно без экспериментов в космосе, успехов в спектроскопии и магнитной гидродинамике.
