Книга: Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

В космос

В космос

При синтезе водорода в своем центральном реакторе Солнце каждую секунду теряет около 4 миллионов тонн своей массы. Но этот акт превращения вещества в излучение — не единственный источник потерь массы Солнцем; с ним вполне может поспорить поток частиц, уносящихся от Солнца в виде солнечного ветра. На своих внешних границах корона очень горяча и лишь слабо удерживается гравитацией; к тому же при удалении от Солнца температура меняется медленно. Это приводит к ситуации, при которой горячая внешняя корона по существу постоянно расширяется в космический вакуум; это истечение вещества из короны и называется солнечным ветром.

Представление о том, что Солнце, возможно, выбрасывает частицы в космическое пространство, относится по меньшей мере к 1930-м годам, когда двое ученых, С.Чэпмен и В.Ферраро, предложили модель столкновения облаков солнечной плазмы с Землей для объяснения внезапных изменений магнитного поля на поверхности Земли. Новым ключом к разгадке послужило тщательное исследование в 1950-х годах хвостов комет. Астрономы, конечно, давно знали о том, что при движении кометы вокруг Солнца ее пышный хвост всегда направлен прочь от Солнца. Существовала теория, согласно которой под действием отклоняющего давления солнечного излучения хвосты комет вытягивались из головы кометы в направлении от Солнца. Однако наблюдатели комет начали замечать, что иногда в газе кометных хвостов наблюдаются внезапные необъяснимые скачки, как будто с хвостом что-то сталкивается. В 1951—1953 гг. немецкий астроном Л.Бирман предположил, что эти изменения могут быть вызваны непрерывно истекающими из Солнца частицами. Сегодня мы знаем, что модель Бирмана о взаимодействии частиц с хвостом неверна, но основная идея о солнечном ветре, истекающем радиально из Солнца, принадлежит ему. И наконец, в 1958 году Е.Н.Паркер рассчитал, что горячая корона просто не может оставаться вокруг Солнца в виде неподвижной оболочки; таким образом, невозможно избежать ее расширения в космическое пространство в виде ветра.

Рис. Комета Беннета 1970 г. Хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления движения самой кометы, поскольку солнечный ветер и давление излучения отбрасывают кометное вещество прочь от Солнца. (Таутенбергская обсерватория, ГДР.)

Прямые измерения, подтверждающие существование ветра, стали возможны лишь в космический век. Советские межпланетные космические зонды, запущенные в 1959-1961 годах, обнаружили в космическом пространстве потоки заряженных частиц; американские ученые в 1961 году подтвердили этот общий результат на спутнике «Эксплорер-10». В 1962 году успешный полет ракеты «Маринер-2» к Венере снял все какие-либо остававшиеся сомнения. В течение трех месяцев этот корабль упорно прокладывал свой путь сквозь солнечный ветер, регистрируя средние скорости более 500 км в секунду — 1,5 млн. км в час.

1960-е и 1970-е годы были замечательным периодом для исследований солнечного ветра, так как резкий рост количества полученных данных привел к тому, что астрономы оказались в положении, когда они знали об этом ветре больше, чем о каком-либо другом виде плазмы во Вселенной. Но, как мы увидим позднее, солнечный ветер изучался и с помощью телескопов на Земле.

На различных стадиях истории астрономии изучение Солнца давало важную информацию астрофизикам, не занимающимся специально Солнцем; это одна из причин, продолжающих стимулировать детальные наблюдения Солнца. В 1964 г. произошло обратное: необходимость исследовать некоторые внегалактические радиоисточники с помощью новых методов по существу позволила оценить по достоинству тот факт, что солнечный ветер может быть полезен при попытках исследования очень далеких галактик. В начале 1960-х годов большинство усилий в области радиоастрономии было связано с радиогалактиками. Эти необычно возмущенные галактики являются мощными источниками радиоизлучения; они продолжают интересовать астрономов даже теперь, хотя, возможно, и не в такой степени, как раньше. Угловые диаметры некоторых из радиоисточников вне нашей Галактики, по-видимому, очень малы. Часть этих радиоисточников лежит вблизи эклиптики,— кажущегося пути Солнца относительно неподвижных звезд при наблюдении с Земли. Радиоисточники, лежащие на линии зрения, проходящей вблизи Солнца, действительно ведут себя очень странно. Наблюдения источников обнаруживают эффект, называемый сцинтилляцией. При этом в общих чертах происходит следующее: радиоволны, проходя сквозь облака плазмы вблизи Солнца, искажаются таким же образом, как и объекты, которые рассматривают над горячей поверхностью (скажем, нагретой плитой). При наблюдении сквозь поднимающиеся струи горячего воздуха кажется, что они мерцают и дрожат.

Дальнейшие исследования с помощью радиометодов выявили некоторые интересные свойства солнечного ветра. Эти исследования дополнили непосредственное изучение солнечного ветра со спутников типа ИМП. Солнечный ветер очень помог астрономам и в другом: телескоп, построенный в Кембридже для изучения вызываемых солнечным ветром сцинтилляций радиогалактик и квазаров, привел к открытию пульсаров, обнаруженных впервые в 1967 г.

Динамические свойства солнечного ветра тесно связаны с короной и ее магнитным полем. Это определяется тем, что солнечный ветер обладает очень высокой электрической проводимостью, вследствие чего поток ветра поперек силовых линий магнитного поля становится затруднен или даже невозможен.

Значительная часть солнечного магнитного поля, вытягиваясь, увлекается уносящимся от Солнца ветром. Скорость расширения, очень сильно зависящая от солнечной активности, а следовательно, и от количества тепловой энергии, поступающей в корону, испытывает большие вариации. Согласно измерениям с Земли, скорость истечения может возрасти от низких значений около 400 км/с до вдвое большей величины за пару дней. Скорость этих потоков обычно уменьшается до прежних низких значений более медленно. При этом максимальный поток сохраняется в течение нескольких дней. Как и принято в астрономии, скорости обозначают через расстояние в секунду; не забывайте, что 400 км в секунду — это свыше 1,25 миллиона км в час — настоящий шторм! Когда от Солнца устремляется новый поток, он регистрируется космическим аппаратом по внезапному возрастанию магнитного поля и плотности частиц вне корабля. Через несколько дней оба эти значения — и магнитного поля и плотности частиц — спадают до необычайно низкой величины. Вся картина напоминает волновой процесс с образованием гребней и впадин.

Как мы уже видели в предыдущей главе, когда на Солнце происходит большая вспышка, избыточное вещество выбрасывается из короны с высокой скоростью. Вследствие быстрого движения вещества от Солнца оно прокладывает себе путь в среде, движущейся более медленно с типичными скоростями солнечного ветра. В результате этого возникает «пробка», называемая ударной волной, толщиной в несколько миллионов километров. Другим источником избыточного вещества, пополняющим общий поток ветра, являются эруптивные протуберанцы.

Тот факт, что солнечный ветер увлекает за собой магнитное поле, имеет интересные следствия. В качестве одного из таких следствий можно указать на межпланетное магнитное поле, которое поддерживается за счет ветра. В пределах примерно трех солнечных радиусов от солнечной поверхности магнитное поле достаточно сильно, и его энергия преобладает над энергией ветра; другими словами, поток ветра определяется локальным магнитным полем. Однако за пределами этого критического расстояния ведущую роль играет ветер. В результате поле искажается и уносится ветром к границам солнечной системы. До расстояния, равного критическому, корона должна вращаться вместе с Солнцем как целое, но за его пределами она начинает отставать. Это происходит из-за того, что магнитное поле за пределами критического расстояния недостаточно сильно для того, чтобы заставить внешнюю корону жестко вращаться вместе с Солнцем. В результате линии коронального магнитного поля приобретают спиральную форму, напоминающую водяные струи, образующиеся когда ваш садовый шланг вывертывается из рук и начинает бешено крутиться; тот же самый эффект создается, хотя и не столь драматично, некоторыми типами вращающейся садовой поливальной вертушки.

Одним из интересных свойств ветра и магнитного поля является то, что поток не строго радиален (т.е. не похож на спицы велосипедного колеса). Если смотреть со стороны одного из полюсов Солнца, он закручивается под очень малым углом. Это означает, что ветер уносит с собой от Солнца угловой момент. Солнечный ветер действует подобно тормозу, который неумолимо замедляет вращение нашей дневной звезды. Это один из наиболее интересных вопросов, потому что одна из загадок Солнца как раз и заключается в том, почему оно вращается так медленно. В конце концов Солнце образовалось в результате сжатия части межзвездного облака; последнее до своего сжатия, возможно, и перемещалось в Галактике с небольшой скоростью, после конденсации в прото-Солнце должно было начать вращаться быстро. В некотором смысле Солнце избавилось от большей части той энергии вращения, которой оно когда-то обладало. Один из возможных способов — это потеря энергии за счет «эффекта рогатки», при котором Солнце выбрасывало солнечный ветер вдоль своих магнитных щупалец.

Простой расчет показывает, что тормоз — солнечный ветер — полностью замедлит Солнце примерно за 5 млрд. лет. Это современный возраст Солнца! Таким образом, сегодняшняя скорость вращения значительно меньше той, которая была при рождении Солнца. Возможно также, что магнитные связи между прото-Солнцем и протопланетами привели к такому строению солнечной системы, при котором почти весь полный угловой момент всей системы (98%) оказался сосредоточенным в планетах, а не в звезде-прародительнице. Это может объяснить, почему энергия вращения Солнца меньше энергии вращения многих других звезд; Солнце передало планетам большую часть своей энергии вращения на очень ранней стадии своей жизни. Действительная картина событий в солнечной туманности теперь потеряна в дымке времени; мы можем лишь сказать, что ветер продолжает действовать как слабый тормоз.

Из чего состоит солнечный ветер? Полеты «Аполлонов» к Луне позволили ученым-солнечникам изучить его химический состав. Во время посещения экипажами «Аполлона-11» и «Аполлона-12» Луны ими были развернуты куски алюминиевой фольги таким образом, чтобы они подобно парусу были обращены к Солнцу. В течение всего времени пребывания на Луне каждый лист фольги подвергался постоянной бомбардировке частицами солнечного ветра. Перед тем как отправиться домой, астронавты свернули эти куски фольги и привезли их с собой на Землю. Лабораторный анализ этих кусков фольги позволил точно оценить число и состав атомов, содержащихся в солнечном ветре. Это замечательное достижение, так как оно дает прямое определение состава солнечного вещества. Ученые показали, что отношение числа атомов гелия к числу атомов водорода равно примерно 1/20. В единицах массы это означает: 15% массы солнечного ветра составляет гелий, почти вся остальная масса — водород.

Сопоставим это значение с относительным содержанием гелия внутри Солнца согласно теоретическим расчетам. Относительное обилие гелия в космическом пространстве обычно принимается равным примерно одному атому гелия на каждые десять атомов других элементов; соответствующее соотношение для масс составляет 25—30% гелия от общей массы, что примерно в два раза больше содержания гелия в солнечном ветре. По-видимому, во внешней короне и солнечном ветре гелий менее распространен. В противном случае мы могли бы прийти к выводу, что измерения не верны. По всей вероятности, Солнце способно лучше удерживать свой атмосферный гелий, чем водород, вследствие чего у нас складывается ошибочное представление о дефиците гелия в короне. Другие составляющие, отождествленные в солнечном ветре, — это кислород, углерод, неон, кремний и железо. Они были обнаружены спутником «Вела» в конце 1960-х годов.

В общем потоке солнечного ветра существуют вариации, особенно в те периоды, когда наблюдаются высокоскоростные потоки. Они были зарегистрированы впервые в 1962 году американским космическим аппаратом «Маринер-2». Когда этот космический зонд встретился с потоком, средняя скорость потока удвоилась с 300 км в секунду до почти 600 км в секунду примерно за два дня; затем она уменьшалась в течение пятидневного периода. Наблюдения, проведенные последующими космическими аппаратами, установили, что эти устойчивые каналы для частиц, стремящихся покинуть Солнце, вращаются вместе с Солнцем. Это согласуется с важным результатом, полученным в 1963 году с межпланетного космического аппарата ИМП-1. Измерения направления межпланетного магнитного поля совершенно отчетливо продемонстрировали, что поле разбито на сектора, вращающиеся вместе с Солнцем. Внутри больших секторов магнитное поле имеет вполне определенную полярность, которая сохраняется и во время последующих солнечных оборотов. Секторная структура предполагает, что солнечный ветер в свою очередь должен возникать в тех секторах короны, магнитные поля которых организованы подобным образом. Одним из важных результатов, полученных со спутника ИМП-1, было обнаружение того факта, что магнитные поля в межпланетном пространстве образуют картину, позволяющую сопоставлять их с магнитными полями в фотосфере. После учета времени запаздывания, в течение которого солнечный ветер переносил поле от Солнца к ИМП-1, ученые достигли прекрасного соответствия между полем на диске и межпланетным полем. Это подтвердило ту точку зрения, что солнечное магнитное поле, солнечный ветер и межпланетное магнитное поле взаимосвязаны между собой. Высокоскоростная часть солнечного ветра имеет вид трубок, образующих в солнечной системе раскручивающуюся спираль. Со стороны Солнца трубки, по-видимому, прикреплены к тем точкам на Солнце, в которых магнитное поле радиально уходит в межпланетное пространство. Однако эти точки, по-видимому, не связаны тесно с солнечными активными областями. Интуитивно мы могли-бы ожидать, что солнечные пятна и активные области являются теми соплами реактивных двигателей, из которых дует солнечный ветер. Однако это не так: никакой отчетливой связи между обычными проявлениями солнечного ветра и изменениями числа активных областей не существует.

«Скайлэб» установил, что полярные области Солнца являются важным источником высокоскоростных потоков, наблюдающихся в солнечном ветре. Наблюдения, проведенные во время экспедиций на «Скайлэбе» и непосредственно после них, подтвердили, что высокоскоростной ветер течет из полярных шапок. В этих двух областях силовые линии магнитного поля разомкнуты, вследствие чего плазма может свободно истекать в межпланетное пространство. Магнитное поле вблизи Солнца имеет такую форму, что некоторые из высокоскоростных потоков отклоняются к основной плоскости солнечной системы, которая находится именно там, где проводятся измерения с космических аппаратов.

Солнечные вспышки оказывают вполне определенное воздействие на солнечный ветер, вызывая в нем возмущения, распространяющиеся сквозь нашу планетную систему. Представьте, что происходит: магнитное перезамыкание, с которого начинается вспышка, приводит к выделению в корону огромного количества энергии. «Осколки» вспышки — высокоскоростные электроны и протоны — вторгаются в обычный солнечный ветер и межпланетное поле, создавая ударную волну в том месте, где они сжимают плазму солнечного ветра. Космический аппарат, подобный тем, что составляют серию спутников «Вела», может проводить наблюдения таких ударных волн, так как многие из инструментов на его борту регистрируют резкие изменения скорости, плотности и температуры частиц в момент прохождения возмущения мимо корабля.

Кроме ветра, состоящего из атомных частиц, межпланетное пространство содержит также твердые частицы пыли и газообразное вещество, которые в целом и образуют солнечный ветер. Этой пыли обязано своим происхождением прекрасное явление, которое связано с Солнцем и лучше всего наблюдается в безлунные ночи в прозрачных небесах тропиков. Впервые действительно прозрачное небо я увидел вдалеке от городских огней в Новом Южном Уэльсе, в нескольких сотнях километров к югу от тропика Козерога. Меня поразил светящийся характер неба, столь отличный от неба Англии; в то время как я стоял под темным куполом Англо-Австралийского телескопа, маленький кусочек неба, видимый сквозь отверстие купола, казался абсурдно ярким — в конце-то концов, ночному небу полагается быть темным! Поразительное явление, вызывающее свечение ночного неба — это зодиакальный свет, солнечный свет, рассеянный пылью в межпланетном пространстве.

Рис. Зодиакальный свет.

В 1683 году Дж.Д.Кассини начал десятилетнее исследование зодиакального света. Он пришел к правильному выводу о том, что зодиакальный свет возникает в результате отражения солнечного света от пылевых частиц, которые образуют облако в виде толстой линзы с центром в Солнце, симметричной относительно главной плоскости солнечной системы. Дальнейшие соображения, опубликованные Д.Де Мэйраном в 1733 году, содержали уже правильное представление о том, что облако космической пыли простирается по крайней мере до орбиты Земли. При наилучших условиях видимости конус зодиакального света простирается вплоть до 60° от Солнца (которое в этот момент находится, естественно, ниже линии местного горизонта). Кажется удивительным, что наши знания об упоминаемой в поэзии и прозе «ложной заре» практически не изменились за три столетия после Кассини: у нас может быть больше данных, но модель его в основном верна.

Астрономы изучают зодиакальный свет по нескольким причинам. Одна из них — та, что зодиакальный свет является самым ярким протяженным источником света в небе низких земных широт, что позволяет легко измерять его характеристики. В частности, лишь получив спектр этого света, в котором были видны фраунгоферовы линии, мы смогли убедиться в том, что это действительно рассеянный солнечный свет, а не какое-то излучение другого, не связанного с Солнцем источника. Другая причина — в том, что зодиакальный свет дает нам метод, с помощью которого мы можем многое узнать о космической пыли, не посылая ракет в космос. Так как космическая пыль холодна и темна, единственным источником информации о ее крупномасштабных свойствах является анализ рассеянного солнечного света. Большинство частиц в действительности имеют размеры где-то между 10 и 100 микронами; микрон — миллионная доля метра. Эта пыль напоминает чрезвычайно мелкий порошок, значительно более мелкий, чем песок. Вдохнув некоторое количество ее, мы могли бы задохнуться.

С космического корабля, летящего к Юпитеру, исследовались свойства зодиакального света за орбитой Земли. Непосредственно при пересечении пояса астероидов свет все еще был заметен, но когда космический корабль достиг расстояния, втрое превышавшего расстояние от Земли до Солнца, никакой свет уже не регистрировался. Один лишь тот факт, что пыль и отражаемый ею слабый свет простираются на значительные расстояния от Солнца, позволяет предполагать, что отраженный солнечный свет должен прослеживаться вдоль всего темного ночного неба. И это действительно так. При сканировании фотометром вдоль эклиптики сигнал постепенно падает по мере возрастания углового расстояния от Солнца. Однако примерно на расстоянии в 150° от Солнца сигнал вновь возрастает и продолжает расти до тех пор, пока фотометр не достигает той точки на небе, в которой он нацелен в направлении, точно противоположном направлению на Солнце.

На больших угловых расстояниях от Солнца мы сталкиваемся с так называемым Gegenschein (слово это буквально означает «противосияние»), очень слабым отблеском света, наблюдаемым в направлении, противоположном направлению на Солнце, которое вызвано отражением солнечного света от пыли. Я никогда не видел противосияния, которое значительно слабее зодиакального света. Люди, которые видели его, говорят, что его поперечник составляет от 5 до 10° и оно имеет форму овала, большая ось которого направлена вдоль эклиптики.

Космическое пространство запылено главным образом из-за комет, вторгающихся внутрь солнечной системы. Как мы уже отмечали, при встречах с Солнцем кометы теряют газ и пыль, которые истекают из них в виде длинного хвоста, распускающегося под действием солнечного ветра. Кометы, чем бы они ни были, почти наверняка являются чрезвычайно древними членами солнечной системы, относящимися ко времени раннего образования твердых объектов, вращавшихся вокруг наполовину сформировавшегося Солнца. Многие вопросы, касающиеся комет, могли бы быть разрешены посредством запуска космического аппарата с целью перехвата одной из них; этот дорогостоящий метод должен быть ограничен теми кометами, приход которых можно предсказать задолго до их появления из-за продолжительного периода планирования, необходимого для подготовки космических полетов. В то время когда пишется эта книга, не кажется совершенно невероятным, что мы в 1986 году попытаемся перехватить комету Галлея. Без сомнения, кометы содержат значительную долю пыли, и, как показали исследования их хвостов, они щедро разбрасывают ее в космическом пространстве во время своего путешествия сквозь солнечную систему, оставляя самые большие следы в тот период, когда они ближе всего к Солнцу.

В 1970-х годах вследствие полетов «Скайлэба» исследования внешней околосолнечной среды были особенно плодотворными. Уже при построении изображения короны в высокоэнергичном диапазоне излучения со спутника ОСО-7 была выявлена ее большая сложность. На рентгеновских фотоснимках были замечены рассеянные по диску яркие точки и темные дыры в короне вместе с протянувшимися высоко в корону арками и петлями магнитного поля. Структура внешней короны действительно определяется магнитным полем, которое формирует потоки плазмы, вытягивающиеся от Солнца в виде щеток, шлемов и напоминающих языки пламени протуберанцев.

Как Секки понял уже в 1875 году, структура короны изменяется с солнечным циклом. К 1896 году К.А.Янг отождествил отличающиеся друг от друга характерные особенности максимального и минимального типов корональной структуры. Во время минимальной фазы, как мы уже отмечали, корона невыразительна. Относительно слабый свет дают структуры плазменных потоков, возникающие на низких широтах (вблизи солнечного экватора), и короткие щеточки. Потоки находятся над активными областями.

В периоды солнечной активности мы видим, что над полюсами Солнца существуют полярные щеточки, заметные во время интервалов минимальной солнечной активности. Эти вертикальные колонны плазмы достигают 8000 км в поперечнике и простираются до удивительных высот в полмиллиона километров. Над активными областями видны структуры, называемые шлемами; их верхние концы сходятся под острым углом в точке, находящейся на расстоянии одного или двух солнечных радиусов над поверхностью Солнца. Иногда над группами солнечных пятен вырастают огромные активные лучи — стримеры, на фотоснимках, полученных во время затмения, эти лучи можно проследить на протяжении пяти солнечных радиусов и дальше. Все эти поразительные детали корональной структуры — шлемы, щеточки, арки и лучи — по существу формируются внешним магнитным полем.

В фантастическом богатстве форм корональной структуры убеждают нас ультрафиолетовые и рентгеновские изображения, вроде тех, что были получены на «Скайлэбе». Как мы уже видели, корона чрезвычайно горяча и по существу прозрачна для излучения в оптической области спектра; во время затмений мы смотрим на корону сбоку. Для того чтобы получить изображение анфас, нужно использовать рентгеновские лучи, так как ободранные до самых нижних электронных оболочек атомы в короне излучают главным образом в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти ободранные атомы, называемые ионами, потеряли свои внешние электронные оболочки в раскаленной среде. Оставшиеся электроны совершают большие скачки между энергетическими уровнями атома, скачки, которые приводят к излучению больших порций энергии, в виде рентгеновских фотонов. Другим существенным фактором является то, что характер рентгеновского излучения весьма чувствительно зависит как от температуры, так и от электронной плотности; из обратного утверждения следует, что, построив изображение короны в рентгеновском диапазоне, мы сможем получить распределения температуры и плотности в короне. Действительно, интенсивность рентгеновского излучения определяется квадратом электронной плотности, тогда как интенсивность белого света зависит от того же количества электронов лишь линейно. Это одна из причин, объясняющих, почему на рентгеновских изображениях видны горячие или плотные области в короне с очень хорошим контрастом.

На рентгеновских фотоснимках солнечной короны большие и яркие области лежат над активными областями в фотосфере. Очевидно, что сильное и сложное магнитное поле определяет также и поток энергии в короне над активной областью. Петли, связывающие области противоположной магнитной полярности, выделяются очень хорошо.

На этих же снимках видны маленькие яркие точки рентгеновского излучения. Сопоставляя рентгеновские фотоснимки и магнитограммы, полученные в одно и то же время, легко заметить, что эти рентгеновские точки связаны с биполярными магнитными областями. Магнитные области, определяющие существование ярких рентгеновских точек, столь компактны, что инструменты сегодняшнего дня не позволяют отделить маленькие компактные петли магнитного поля, заполненные перемещающейся внутри этих петель горячей рентгеновской плазмой, от самых точечных источников. Рентгеновские точки существуют совсем недолго, затухая в течение нескольких часов. Яркие точки должны быть связаны с обычными активными областями, но по какой-то причине они существуют значительно более короткое время. Как и солнечные вспышки, они быстро зажигаются. Но в одном очень важном отношении они отличаются от активных областей; они рассеяны по всему Солнцу, а не ограничены подобно солнечным пятнам приэкваториальной зоной активности. Астрофизики предполагают, что яркие рентгеновские точки вносят существенный вклад в выносимый из Солнца магнитный поток. Вероятно, они выносят столько же магнитного поля, сколько и обычные активные области. Разбросанные подобно драгоценным камням по всему Солнцу, яркие точки столь многочисленны, что, возможно, большая часть солнечного магнетизма сосредоточена именно в них.

Рис. Солнечная корона.

Наиболее интересным открытием, сделанным при исследовании нашей ближайшей звезды с использованием высокоэнергичного спектра излучения, является, вероятно, открытие корональных дыр. Корональные дыры — это области, которые выглядят темными в условном цвете монохроматических рентгеновских фотоснимков, огромные корональные области, которые не излучают никакого рентгеновского излучения. В чем причина этого?

Корональные дыры впервые были обнаружены в начале 1970-х годов, сначала при наблюдениях в ультрафиолетовом диапазоне излучения. Первые ракетные исследования показали, что их название «дыры» противоречит действительности, так как плотность горячего газа в корональной дыре составляет около одной трети от нормальной плотности короны спокойного Солнца. Неверно это и в отношении всего остального: температура дыры примерно лишь в два раза меньше температуры остальной части короны. Переходная зона между хромосферой и короной в области дыры значительно толще. В те времена, когда астрономы могли проводить свои наблюдения лишь с Земли, дыры были хорошо укрыты от их глаз. Наблюдая свет дневной звезды из-под атмосферы, которая поглощает высокоэнергичное излучение, астрономы ничего не могли знать об их существовании, так как дыры не оказывают почти никакого влияния на фотосферу или нижнюю хромосферу. Вся кипящая поверхность Солнца, ее грануляция и супергрануляция, содрогание и трепет колеблющегося Солнца, ничем не отличаются в области дыры от аналогичных характеристик остальной части Солнца. Единственная отличительная особенность корональной дыры следует из рассмотрения ее магнитного поля, которое внутри корональных дыр разомкнуто и открыто во внешнее межпланетное пространство. В сущности корональная дыра — это очень большая область короны, которая холодна и имеет низкую плотность. В области корональной дыры слабое магнитное поле, расширяясь, вытягивается в направлении от Солнца. Таким образом, дыры являются важным источником солнечного ветра.

Рассмотрим теперь несколько детальнее баланс энергии в корональной дыре. Корона — это, вообще говоря, очень разреженный, очень горячий, самый внешний слой солнечной «луковицы». Взаимодействуя с окружающей средой, она передает энергию солнечного излучения в высшей степени холодной Вселенной, температура которой лишь на три градуса выше абсолютного нуля. Тепловая энергия, необходимая для поддержания корональной температуры на двухмиллионной отметке, обеспечивается за счет механических волн, которые, распространяясь из хромосферы в корону, превращаются в ударные и, взаимодействуя друг с другом, рассеиваются в ней. Дополнительный вклад в общий баланс энергии вносят и различные явления, связанные с солнечной активностью. В устойчивом состоянии корона по существу устойчива, и все, что в нее поступает, должно уходить из нее. Возникает проблема: дыры холоднее, почти на миллион градусов холоднее, чем остальная часть короны, так что они не могут излучать так же эффективно, как остальная корона. К тому же более медленное изменение температуры с высотой в переходной зоне означает, что теплопроводность из короны назад в хромосферу значительно отличается от нормальной. Таким образом, корональная дыра на каждом из своих концов, по-видимому, имеет по пробке. Одна из них уменьшает поток тепла, передаваемый за счет теплопроводности из короны в хромосферу, другая — уменьшает скорость, с которой тепло уходит из короны в холодную Вселенную. Тем не менее дыры устойчивы (согласно наблюдениям со «Скайлэба», продолжительность их существования достигала девяти месяцев), так что они должны каким-то образом избавляться от энергии.

Решение проблемы дает дальнейшее рассмотрение влияния открытого или расходящегося магнитного поля на солнечный ветер. В открытых областях, таких, например, как корональные дыры, истечение ветра происходит без каких-либо усилий, потому что ему не нужно увлекать за собой магнитное поле. Избыточная энергия не удерживается вообще: Солнце использует ее для того, чтобы вытолкнуть солнечный ветер из корональных дыр (основного источника ветра) в межпланетное пространство. Между прохождением по диску рентгеновского Солнца корональных дыр и приходом к Земле потоков высокоскоростных частиц в периоды усиления солнечного ветра существует точное соответствие. Ученые, наблюдавшие со «Скайлэба» корональные дыры, установили, что в том случае, когда делается поправка на несколько дней, необходимых для того, чтобы поток частиц в ветре достигал Земли, соответствие между дырами и потоками частиц очень хорошее. Отсюда следует, что дыры определенно оказывают на ветер заметное влияние. Они также косвенно влияют на изменение собственного магнитного поля Земли, а следовательно, имеют для нас на Земле практическое значение.

Вид Солнца со стороны полюсов может быть еще более интересным. В настоящее время мы не можем с легкостью заглянуть на Солнце со стороны его северного или южного полюсов, хотя кое-что восстановить можно, внеся соответствующие геометрические коррективы в вид тех чрезвычайно искаженных перспективой приполярных областей Солнца, которые доступны нашим наблюдениям с Земли. Случается, что дыры существуют и на полюсах. Во время полета «Скайлэба» в 1973 году одну из таких дыр можно было наблюдать в течение восьми месяцев. Она была настолько устойчива, что должна была быть очень эффективным источником солнечного ветра. Радиоастрономы, проводящие наблюдения далеких галактик и квазаров, подтверждают, что с их полюсов дует ветер. Вполне возможно, что этот основной поток с полюсов значительно более впечатляющ, чем та доля солнечного ветра, которую мы в виде экваториального потока и можем лишь измерять с Земли с помощью спутников или космических зондов. Существует интересное предложение послать космический корабль таким образом, чтобы он вышел из плоскости эклиптики и прошел над Солнцем с тем, чтобы посмотреть на один из полюсов. Этот внеэклиптический зонд необходимо, вероятно, направить сначала к гигантской планете Юпитер. Затем, как при игре в гигантский межпланетный биллиард, сильное гравитационное поле Юпитера должно резко развернуть корабль при его сближении с Юпитером и направить вверх от плоскости эклиптики. Тогда астрономы смогут провести прямые измерения плотности и скорости ветра над полюсами.