Все о космосе

Установление физической приро­ды солнечного ветра — одна из наи­более увлекательных глав истории физики Солнца, включающая мно­жество дискуссий, ошибок, удачных предсказаний и смелых эксперимен­тов. В прошлом корона наблюдалась только во время полных солнечных затмений, случающихся не каждый год. За те немногие часы, в течение которых лунная тень двигалась по Земле, удавалось увидеть лишь внутренние корональные области. Зато радиоизлу­чение короны можно ре­гистрировать всегда, при­чем на метровых волнах — даже сквозь облака и на больших расстояниях от Солнца. С развитием вне­атмосферных методов исследований появилась возможность непосредс­твенно получать изобра­жение всей короны в ульт­рафиолетовых и рентгеновских лучах. Наиболее впечатляющими пред­ставляются снимки, регу­лярно получаемые Сол­нечной Орбитальной Гелиосферной Обсерваторией SOHO (NASA-ESA), работающей в лагранжевой точке L между Землей и Солнцем с конца 1995 г.

В видимом диапазоне излучение короны в миллион раз слабее, чем солнечной фотосферы, ее суммарная яркость сравнима с яркостью полной Луны. На нашем небе вокруг Солнца постоянно присутствует голубовато-белый ореол — результат рассеяния солнечных лучей в земной атмосфе­ре. Корона полностью теряется в его ослепительном сиянии. Именно поэ­тому невооруженным глазом наблю­дать ее можно только во время пол­ной фазы солнечных затмений. Ее са­мые яркие внутренние области на­блюдают и вне затмений при помощи специальных телескопов — короно­графов. В этих приборах устраивает­ся "искусственное затмение" Солнца, по возможности устраняется рассе­янный свет, а устанавливаются они, как правило, высоко в горах, где ми­нимально влияние атмосферы.

Корона не имеет резких очерта­ний и обладает неправильной фор­мой, сильно меняющейся со време­нем и обусловленной проявлениями солнечной активности. В эпохи ее минимума она компактнее, более симметрична, короткие лучи видны только вблизи магнитных полюсов Солнца. В максимуме активности корона имеет большую яркость и протяженную лучистую структуру. Об этом можно судить, сопоставляя ее фотографии, полученные во вре­мя различных затмений.

Яркость короны уменьшается в де­сятки раз при удалении от края Солн­ца на величину его радиуса. Наиболее яркую часть, удаленную от лимба не более чем на 0,2-0,3 солнечного ради­уса, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протя­женную часть — внешней короной. Ее важной особенностью является лучистая структура со множеством характерных образований в виде прямых радиальных или изогнутых лучей, арочных структур, под кото­рыми в хромосфере обычно лежат плотные искривленные жгуты ("во­локна"). Чаще всего это плоские вертикальные облака — протуберанцы, проецирующиеся на солнечный диск. Лучи бывают разной длины — до де­сятка солнечных радиусов. Внутрен­няя корона также богата структура­ми, напоминающими дуги и шлемы, в ней присутствуют отдельные облака (корональные конденсации). Осо­бенно характерна структура, часто наблюдаемая у полюсов: короткие прямые лучи образуют так называе­мые полярные щеточки, ориентиро­ванные вдоль силовых линий общего магнитного поля Солнца.

О чем "говорит" корона Солнца? Наше светило, дающее всему живо­му свет и тепло, фактически полнос­тью контролирует энергетический баланс Земли. Более того: своему существованию, строению и свойствам земная атмосфера целиком обязана различным видам солнечного излу­чения. Множество новейших иссле­дований позволяют сделать вывод о том, что солнечная активность влия­ет практически на все важнейшие явления на Земле, начиная с клима­тических и заканчивая биологичес­кими, и даже, возможно, социальны­ми. Отсюда следует необычайный интерес к изучению всевозможных видов проявления этой активности. Особенно важно то, что горячая, раз­реженная, весьма прозрачная, энер­гичная солнечная корона, образован­ная постоянно распространяющимся от Солнца плазменным "ветром", быстро реагирует на такие проявле­ния и как бы запоминает их на неко­торое время в своей структуре. Наблюдая корону, мы фактически полу­чаем полную информацию о состоя­нии космической погоды в окружаю­щем нас космическом пространстве.

Тени космических масштабов. Затмения происходят не только в системе Солнце-Земля-Луна, но и на других планетах, если у них есть спутники — например, на Юпитере и Сатурне. Четыре наиболее крупных спутника Юпитера, открытые Галилео Галилеем, играли особо важную роль для мореплавателей в эпоху, когда еще не было точных хрономет­ров, с помощью которых во время путешествия "хранится" время началь­ного меридиана. Поскольку затмения спутников Юпитера происходят поч­ти каждую ночь, то, зная из морского альманаха предварительно вычис­ленные их моменты и сравнивая их с местным временем, получаемым из элементарных астрономических на­блюдений, можно определить свою географическую долготу.

В 1676 г. датский астроном Оле Кристенсен Рёмер заметил, что за­тмения галилеевых спутников не повторяются в точно вычисленное для них время: вблизи противостояния Юпитера, когда расстояние между ним и Землей минимально, они наступают раньше, а ближе к верхнему соединению (когда плане­та удаляется) — позже. Запаздыва­ние составляло примерно 16 с поло­виной минут. Рёмер предположил, что это время требуется световому лучу для того, чтобы преодолеть расстояние, равное диаметру земной орбиты. Так впервые удалось приб­лизительно оценить скорость света.

Говоря о затмениях, следует упо­мянуть о весьма обширной и важной группе переменных звезд. Их назва­ли "затменно-переменными". Они состоят из двух светил, достаточно близких друг к другу и вращающих­ся вокруг общего центра масс, подоб­но обращению планет вокруг Солнца. При этом период обращения пропор­ционален сумме масс обоих тел, а расстояния каждого из них от центра масс обратно пропорционально ве­личине его массы. Поэтому ясно, что, наблюдая периодические изменения яркости таких объектов, вызванные их взаимными затмениями, можно определить параметры движения компонентов двойных систем и даже "взвесить" их, что в астрономии уда­ется нечасто. Это лишний раз свиде­тельствует о пользе затмений.

Эдвард Кононович,

кандидат физ.-мат. наук,

доцент ГАИШ МГУ, г. Москва