Книга: Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Солнечные инструменты

Солнечные инструменты

Первые наблюдатели Солнца имели в своем распоряжении лишь дерево и камень. Они проводили специальные линии и основывали обсерватории, чтобы иметь возможность следить за годичным циклом восходов и заходов Солнца. Они могли измерять лишь углы, однако даже из этих грубых данных извлекали, по-видимому, полезную информацию о временах года и затмениях.

Как резко контрастируют эти простые методы со сложностью современной солнечной обсерватории! При помощи современных телескопов можно наблюдать Солнце в различных участках спектра: в белом свете, инфракрасных тепловых лучах, невидимом ультрафиолете, рентгене и в радиодиапазоне. Без телескопов мы бы знали только о положении Солнца на небе, не больше. На вершинах гор, где атмосфера прозрачна, оптические телескопы непрерывно следят за Солнцем. Когда Солнце садится на одном континенте, оно поднимается на другом, и мировая сеть службы Солнца не прерывается из-за естественной смены дня и ночи. Подобным же образом регистрируется тепловой поток от Солнца, в особенности на метеорологических станциях. Приборы, установленные на искусственных спутниках Земли, следят за неожиданными всплесками солнечного излучения высоких энергий. А в Австралии сложная система из 96 радиотелескопов способна давать радиоизображения Солнца и находить области необычной активности.

Все эти способы наблюдения Солнца, из которых мы упомянули всего лишь несколько, служат для получения все большего количества надежной информации о нашей дневной звезде. Накопленные данные могут служить одновременно стимулом развития теории и обеспечивать ее проверку. Непредвиденные результаты приводят к созданию новых моделей определенного аспекта деятельности Солнца, а существующая уже информация накладывает ограничения на предположения, используемые учеными при создании моделей. Наблюдения и теория помогают друг другу; это обычный способ развития любой науки. Теория должна объяснять при помощи физических законов те результаты, которые уже получены, и дать надежный прогноз на будущее. Некоторые проблемы солнечной астрономии может решить лишь теория. Только она может ответить на вопрос, сколько будет жить Солнце. Однако ответ станет достоверным, если он будет опираться на надежные данные. Потребность в получении большого количества высококачественной информации привела к конструированию телескопов, специально предназначенных для наблюдения разнообразных сторон деятельности Солнца.

Галилей первый, насколько известно, направил зрительную трубу на Солнце. Но ни при каких обстоятельствах не повторяйте этот чрезвычайно рискованный для зрения эксперимент. Можно наблюдать Солнце при помощи телескопа следующим полностью безопасным способом.

Надо сконструировать телескоп так, чтобы сфокусированное изображение образовывалось не на нормальном расстоянии от глаза, а на некотором расстоянии от окуляра. Это достигается путем перемещения окуляра относительно его обычного при астрономических наблюдениях положения. Удобнее, если светосила окуляра будет небольшой. Вернемся к конструкции телескопа. Для полной безопасности я бы рекомендовал совсем убрать маленькую трубу-искатель телескопа, закрепленную на основной трубе, чтобы у непредупрежденного наблюдателя не возникло искушение взглянуть на Солнце в искатель хотя бы на минуту. После того как искатель убран, установим защитный экран вокруг переднего края зрительной трубы. Он будет защищать экран, на который проектируется изображение Солнца, от прямого солнечного света. Не надо особой изобретательности для создания такого экрана! Я иногда использую обычный кусок картона и вырезаю в нем дырку так, чтобы картон плотно сидел на трубе. Важно, чтобы труба была укреплена на какой-то опоре — ведь весь смысл эксперимента состоит в том, чтобы устранить необходимость смотреть вдоль направления трубы на Солнце, а если трубу держать в руках, то, не глядя вдоль нее, Солнце не поймаешь.

Зрительная труба с экраном от прямого солнечного света направляется на Солнце методом последовательных приближений. Солнечное изображение проектируется на кусок белого картона, помещаемого перед окуляром. Постепенно вы научитесь довольно легко получать на экране сфокусированное резкое солнечное изображение. Если диаметр его составляет несколько сантиметров, то одно или несколько солнечных пятен могут быть хорошо видны. В результате внимательного рассмотрения в течение нескольких минут можно легко отличить солнечные пятна с их характерной полутенью от изображений пылинок в зрительной трубе. Рассматривать на таком экране Солнце и безопасно, и любопытно. Если наблюдать в течение достаточно длительного периода, то можно увидеть, как меняется картина на поверхности Солнца, которое так ошибочно считалось Аристотелем «беспорочным». Такой эксперимент хорошо проводить и в школе на уроках астрономии, поскольку он представляет собой одну из немногих астрономических демонстраций, возможных в дневное время. Но не забывайте, что нельзя смотреть через окуляр прямо на Солнце!

И еще одно предупреждение. Недорогие телескопы часто снабжаются небольшими солнечными фильтрами для использования совместно с окуляром. Предполагается, что темное стекло не пропускает излучение Солнца. Хотя частично это верно, пользоваться такими фильтрами опасно. Линзы телескопа, даже самые маленькие, собирают по крайней мере в 100 раз больше света, чем невооруженный глаз. Так что даже если фильтр поглощает 99 % излучения, оставшийся свет все еще может ослепить. Кроме того, из-за нагрева фильтр может треснуть (помните, что кусочек горячего сломанного стекла может вызвать пожар!), и ваш глаз окажется совсем незащищенным. Наконец, дешевые фильтры не полностью задерживают ультрафиолетовое излучение, а оно наиболее опасно. Британский астроном-любитель Патрик Мур рекомендует эти фильтры утопить в море! Ну, я думаю, достаточно их просто выбросить, не то какой-нибудь не очень умный наблюдатель вдруг решит ими воспользоваться.

При работе с более дорогими любительскими телескопами можно использовать совсем другой тип фильтра, так называемый интерференционный. Эти фильтры располагаются перед входной апертурой телескопа. Для уменьшения проходящего через них излучения здесь используются физические свойства самого света. Из-за очень малой полосы пропускания через эти фильтры проходит лишь 0,1 % солнечного света. Мы встретимся с этими фильтрами позже, поскольку они широко используются в научных исследованиях Солнца. Стоимость таких фильтров, выпускаемых для любителей, составляет несколько сотен американских долларов. При помощи таких фильтров квалифицированный любитель сможет увидеть интересные явления на Солнце.

Многие владельцы телескопов хотят заняться фотографированием Солнца. Это уже особая задача, но успешное ее выполнение даст большое удовлетворение. Основная проблема заключается, конечно, в чрезвычайно высоких потоках тепла и света. Существуют специальные методы для преодоления этих трудностей, однако здесь мы не будем вдаваться в детали.

Для работы научных обсерваторий, проводящих солнечные исследования, необходимы приборы различного типа. Разумеется, каждая обсерватория специализируется в какой-то определенной области исследования, и поэтому имеет не все солнечные инструменты, а только те, которые необходимы для таких исследований.

Естественно, что астрономов интересует величина энергии, излучаемой Солнцем. На практике для этого измеряется количество энергии, получаемой от Солнца Землей, а затем, исходя из геометрических соображений, определяется энергия солнечного излучения или светимость. Количество энергии, падающей в 1 с на 1 м² верхней поверхности нашей атмосферы, называется солнечным параметром. Его раньше обычно называли солнечной постоянной, однако астрономы и метеорологи в последнее время обнаружили, что эта величина на самом деле может немного меняться. Как вы заметили, солнечный параметр определяется через энергию, падающую на поверхность нашей атмосферы, а не на поверхность Земли. Это связано с тем, что прозрачность воздуха в разных частях Земли различна. Если измерения производятся на поверхности Земли, то должна быть введена поправка, учитывающая поглощение атмосферы. В измерении интенсивности приходящего на Землю солнечного излучения нуждаются как астрономы, так и метеорологи. Принцип измерения заключается в достаточно точном определении температуры тела, которое нагревается падающим на него солнечным излучением, либо в подсчете числа электронов, освобождающихся в полупроводнике под влиянием солнечного света. Эти приборы называются по-разному: термопилы, болометры, радиометры и пиргелиометры. Однако нас интересуют не технические детали, а основные принципы.

Еще в 1837 г. Пуле измерил интенсивность солнечного излучения следующим удивительно простым способом. Он взял медный горшок, выкрасил его в черный цвет, чтобы уменьшить отражение света, и наполнил его водой, в которую погрузил термометр. Сначала он измерил температуру воды, когда черный горшок стоял в тени. Затем он вынес его на Солнце и каждую минуту фиксировал подъем температуры. Поправка на атмосферное поглощение, которую он сделал, оказалась с точностью до 10% близка к правильному значению. Не правда ли, это поразительно: не тратя денег и пользуясь домашней утварью, Пуле получил ответ, вполне пригодный для повседневных задач. При усовершенствовании этого метода были созданы приборы, измеряющие солнечное излучение по всему спектральному диапазону от инфракрасного до ультрафиолетового. Например, спектробо-лометр — прибор, также изготовленный в прошлом столетии, измеряет распределение энергии по спектру.

На расстоянии в одну астрономическую единицу (примерно 172 млн. км) от Солнца поток энергии составляет 1,36 кВт/м². Этот поток не полностью достигает поверхности Земли. Если Солнце находится точно в зените, то мощность около 1 кВт/м² падает на Землю. Умножив эту величину на площадь сферы с радиусом в одну астрономическую единицу, определим полное количество солнечной энергии, излучаемой Солнцем в космическое пространство. Оно очень велико: 3,83?10²⁶ Вт, причем на Землю приходится 2?10¹⁷ Вт. Такие цифры трудно представить разумом: ведь 10²⁶ — это 1, за которой следует 26 нулей! Сопоставим две цифры: величина солнечной энергии, достигающая поверхности Земли, превышает 10¹⁴ кВт, в то время как вся мощность, вырабатываемая человечеством, составляет примерно 3?10⁹ кВт, т.е. в 30 000 раз меньше.

Теперь зададимся вопросом, как сопоставить энергию нашей дневной звезды с энергией, приходящей от других звезд. Отклонимся немного в сторону и обсудим понятие звездной величины. Это понятие было введено 25 веков тому назад греческим философом Гиппархом для относительного сопоставления яркости звезд. Как видите, астрономия — наука, оперирующая иногда очень древними понятиями (правда, не только астрономия: например, мощность двигателей внутреннего сгорания выражается в лошадиных силах, а не киловаттах). По шкале Гиппарха самым ярким звездам была приписана первая звездная величина, а звездам едва заметным глазу — шестая. Все остальные звезды помещались в интервале между 1 и 6. Конечно, впоследствии с учетом научных достижений XIX столетия, система была модернизирована, а видимая яркость звезд определена с точностью до второго знака после запятой.

Вероятно, вы заметили, что при такой системе чем слабее звезда, тем выше значение ее звездной величины. Самые слабые объекты, едва видимые при помощи телескопов, имеют звездную величину, примерно равную +26. Звездная величина самой яркой звезды на нашем небе, Сириуса, равна -1,42, а планеты Венера в максимуме яркости -4,4. Видимая звездная величина нашего Солнца равна -26,7. Более чем 52 звездные величины, или 10²¹ в единицах относительной энергии, получаемой Землей, отделяют Солнце от самых слабых галактик. От Солнца приходит столько же света, сколько мы получили бы от 10⁴ млн. звезд, подобных Сириусу. Необходимо подчеркнуть, что такое различие связано не с тем, что Солнце является сверхмощной звездой, а просто потому, что оно близко от нас.

Астрономы заинтересованы в измерении солнечной энергии для того, чтобы понять, как работает Солнце. Метеорологи интересуются Солнцем с точки зрения его влияния на климат. Для этого на тысячах метеорологических станций, разбросанных по всему миру, ежедневно измеряется интенсивность солнечного излучения.

Для того чтобы следить, что происходит на солнечной поверхности, или, как говорят, за погодой на Солнце, нужны телескопы специального рода. Они обычно совсем не похожи на другие астрономические телескопы из-за двух основных факторов. Во-первых, траектория Солнца по небу проходит в фиксированных интервалах высот и углов относительно горизонта, поэтому в отличие от астрономических телескопов не нужно, чтобы телескоп мог быть направлен на любую точку неба. Во-вторых, яркость Солнца достаточно велика, и задача заключается не в том, чтобы собрать большое количество света, а в получении изображений высокого качества. Первая особенность приводит к тому, что часто основная структура телескопа неподвижна, и только единственное подвижное зеркало, называемое гелиостатом, служит для направления света в телескоп. Из второй особенности вытекает необходимость использовать длиннофокусные зеркала или объективы для построения изображения Солнца, так как при этом солнечные изображения имеют большие размеры и не так ярки.

Одним из самых больших современных солнечных телескопов является солнечный телескоп типа Мак-Мас Национальной обсерватории Китт-Пик, США, Аризона. Днем он используется для изучения Солнца, а ночью на нем можно производить некоторые звездные работы. На высокой 35-метровой башне укреплен гелиостат. Это следящее за Солнцем зеркало имеет диаметр 1,5 м, оно поворачивается вслед за Солнцем и отражает солнечный свет вниз вдоль оси телескопа. Главная ось телескопа параллельна оси вращения Земли. Фокусное расстояние равно 90 м, поэтому 3/5 телескопа расположены под поверхностью Земли. Большой фокус телескопа приводит к образованию большого изображения Солнца диаметром в 90 см. Это позволяет солнечным астрономам различать на поверхности Солнца многочисленные детали и их изменения день ото дня. Чтобы изображение Солнца было стабильным, воздух внутри телескопа охлаждается. Для этого по трубам, проложенным вдоль стен башни, пропускается холодная вода. На этом замечательном телескопе «солнечники» могут детально исследовать магнитные поля, движение и состав атмосферы Солнца.

Солнечные башни имеются на ряде обсерваторий. В основном они похожи на солнечный телескоп обсерватории Кит-Пик, хотя конструкция основного туннеля обычно вертикальна, а не наклонна. В США такие башни имеются на обсерваториях Маунт Вилсон и Биг Бер. Обсерватория Биг Бер расположена посреди маленького горного озера. Такое место было выбрано потому, что наблюдения Солнца проводятся чаще всего около полудня, когда Солнце сильно нагревает окружающее пространство. В результате солнечное изображение из-за поднимающихся потоков теплого воздуха портится, замывается. Над большим пространством воды этот эффект намного слабее.

Солнце исследуется не только путем прямого фотографирования, но и при помощи исследования спектра излучения. Этим занимается солнечная спектроскопия. Солнечный спектр несет в себе важную информацию о температуре и составе внешних слоев Солнца. Примером солнечного спектра в природе является радуга, возникающая в результате отражения и преломления света Солнца в водяных каплях. Однако спектры радуги не столь совершенны, чтобы по ним можно было исследовать Солнце.

Первым серьезным спектроскопистом был самый выдающийся из кембриджских астрономов Исаак Ньютон. Научная работа Ньютона охватывала такие области, как математика, природа света, астрономия и гравитация. В конце своей жизни он был назначен на должность сначала хранителя, а потом и директора Королевского Монетного двора. В память об этом в Великобритании в 1978 г. была выпущена банкнота достоинством в один фунт, на оборотной стороне которой были перечислены (частично неверно) некоторые из научных достижений Ньютона, в частности его планетарная теория, работы в спектроскопии, создание отражательного телескопа. Ньютон провел многочисленные оптические опыты и показал, что призма расщепляет белый свет на различные цвета. В 1665 г. он произвел разложение солнечного света, поставив призму на пути узкого пучка света, проникающего в комнату через щель в оконных ставнях. Другое важное открытие в области спектроскопии сделал ученый и астроном Вильям Гершель. Он устанавливал термометр в различных по цвету участках спектра и регистрировал температуру. Показания термометра росли при переходе от синего цвета к красному. К своему большому удивлению он обнаружил, что, если передвинуть термометр дальше за красный участок спектра в невидимую его часть, температура продолжает расти! Гершель совершенно случайно натолкнулся на невидимую тепловую радиацию и тем самым основал новую область науки — инфракрасную астрономию.

Продолжая исследования солнечного спектра, Вильям Волластон (который был частично слеп) сначала послал солнечный свет на призму через узкую щель. В 1902 г. он обнаружил, что в спектре солнечного света существуют темные полосы. Он насчитал семь таких полос: две в красной части, три в зеленой и две в сине-фиолетовой. Это замечательное открытие привлекло внимание к Солнцу многих исследователей. В 1814 г. Йозеф фон Фраунгофер в Мюнхене получил солнечный спектр хорошего качества. Он зарегистрировал около 500 линий. В честь этого открытия все темные линии спектра Солнца называются фраунгоферовыми.

В 1821 г. Фраунгофер ввел существенное усовершенствование в области солнечной спектроскопии, начав использовать дифракционную решетку вместо призмы. Решетка работает на принципе дифракции, в то время как в призме происходит рефракция или изменение направления света. Это связано с тем, что в более плотных средах распространение света происходит с меньшей скоростью, причем уменьшение скорости зависит от длины волны: красный свет распространяется медленнее синего. Дифракцию понять немного труднее, но принцип явления можно описать следующим образом.

Когда луч света встречает край твердого препятствия, он рассеивается этим экраном в виде расходящегося пучка. Если таких краев много, как, например, при прохождении через решетку, состоящую из сотен тонких нитей, то рассеянный свет представляет собой целый ряд расходящихся пучков. Свет, дифрагированный элементами решетки, вдоль некоторых направлений будет усиливаться. Усиление возникает, если разность хода лучей, идущих от различных элементов, равна целому числу длин волн. Поскольку величина разности хода зависит от длины волны, то свет усиливается в данном направлении только для определенной длины волны. Поэтому, когда мы смотрим на решетку под различными: углами, мы видим максимумы яркости, соответствующие различным длинам волн, т.е. видим солнечный свет, разложенный в спектр. Если вы никогда не видели такую картину, то, вероятно, наше упрощенное объяснение не очень убедительно. Подобный эффект вы можете наблюдать, наклоняя обычную грампластинку относительно падающего солнечного света. Бороздки пластинки здесь играют роль штрихов решетки.

В солнечной спектроскопии используются большие решетки, достигающие 10 см, на которых нанесены десятки тысяч штрихов. При совместном использовании телескопа и спектрометра можно изучать спектр различных частей солнечного диска, и исследовать изменения температуры, состава и скорости внешних слоев Солнца. Каждый слой солнечной атмосферы характеризуется определенным интервалом значений температуры и давления. Поэтому и оптические свойства каждого слоя различны. Так же как геологи последовательно снимают слои земной поверхности, соответствующие различным эпохам истории Земли, так и спектроскописты своими методами могут проникать сквозь различные слои атмосферы Солнца.

Для усиления контраста фотографы часто используют цветные фильтры. Желая запечатлеть образование облаков, они ставят перед объективом красный фильтр, отсекая голубой цвет ясного неба. Подобная методика дает ценные результаты в астрономии. Так, у спиральной галактики, сфотографированной в синем свете, хорошо видны рукава; рисунок газовой туманности, наоборот, рельефнее виден в красном свете. Однако используемые для этих целей цветные стекла или желатиновые фильтры широкополосны, так, они могут пропускать свет в полосе длин волн, равной примерно 100 нанометрам (нанометр составляет 10^-9 м и часто выражается в ангстремах, 1 нанометр равен 10А). Для научной работы имеются фильтры с меньшей полосой пропускания до 0,01 нанометра, или 0,1 А. Для построения таких фильтров используется принцип интерференции света в оптической системе фильтра. Свет отражается на различных элементах фильтра таким образом, что в результате гасится все, кроме излучения в выбранном спектральном интервале, который может быть сделан очень узким (до 0,01 нм). (Как было упомянуто выше, только через такие фильтры можно смотреть прямо на Солнце.) Интерференционный фильтр может обрезать 99,95% падающего света, зато излучение в выбранном интервале длин волн проходит полностью. Достоинство этих фильтров заключается как раз в том, что можно рассматривать солнечный диск в очень узком участке спектра. Как мы увидим, это очень важно для изучения различных слоев атмосферы Солнца.

Солнечный свет излучается различными слоями солнечной атмосферы. Как я уже отмечал, температура и давление меняются во внешних слоях Солнца. Красное излучение приходит из более глубоких слоев, чем синее. Желтый свет Солнца, видимый нами невооруженным глазом, является смесью излучений, выходящих из различных слоев. Изучая Солнце в определенных длинах волн, мы тем самым рассматриваем различные слои солнечной «луковицы». Это очень мощное средство для выделения отдельных слоев, особенно если наблюдения ведутся в одной из фраунгоферовых спектральных линий. Например, на фотографиях (называемых спектрогелиограммами), полученных в свете линии К (? 393,4 нм) ионизованного атома кальция, видны яркие области, особенно вблизи солнечных пятен, где атомы кальция чрезвычайно возбуждены.

Заслуга в изобретении устройства для получения фотографии Солнца в узком спектральном диапазоне (т.е. в монохроматическом свете) принадлежит двум исследователям: Джоржу Хейлу из США и Деландру из Франции. Оба изобрели спектрогелиограф одновременно и независимо друг от друга. Гений американской астрономии Хейл построил первый такой прибор в своей личной обсерватории вблизи Чикаго. В 1889 г., будучи еще студентом Массачусетского технологического института, Хейл видоизменил Гарвардский спектрограф так, что можно было получить изображение Солнца в одной спектральной линии. Хейлу тогда был всего 21 год. Основной принцип метода легко понять. Солнечный телескоп образует изображение Солнца на щели спектрографа, и в спектрограф через эту щель проникает узкая полоска поверхности Солнца. Эта «полоска Солнца» в спектрографе при помощи призм и решетки разлагается в спектр, и в каждой спектральной линии мы имеем по существу монохроматическое изображение щели спектрографа. Можно расположить фотографическую пластинку в спектрографе так, чтобы на нее падала только одна сильная линия, например Н_?. Тогда на этой пластинке будет зарегистрировано монохроматическое (в Н_?) изображение одной узкой полоски поверхности Солнца. Если начать одновременно и синхронно двигать изображение Солнца на входной щели спектрографа и фотографическую пластинку, то на пластинке мы можем получить непрерывное монохроматическое изображение диска Солнца (подобно тому, как сканирующий растр позволяет получить телевизионное изображение). Такова основная идея спектрогелиоскопа. В настоящее время для получения монохроматических изображений Солнца используются интерференционные фильтры, они и по цене доступны любителям астрономам. У таких фильтров нет движущихся частей, работа с ними не сложна, а скорость получения снимков высока.

Рис. Фотография хромосферы Солнца  в линии водорода.

Рис. Фотография короны Солнца линии железа.

Рис. Фотография переходного слоя Солнца в линии гелия.

В дальнейшем Кейл изобрел еще один прибор солнечной астрономии — магнитограф. В июне 1908 г., рассматривая солнечный спектр высокого разрешения, Хейл заметил, что спектральные линии излучения солнечных пятен расщеплены на несколько линий. Ранее в 1896 г. датский физик Зееман показал, что если атомы источника света находятся в области сильного магнитного поля, то некоторые спектральные линии расщепляются на отдельные составляющие. Такой эффект возникает из-за того, что энергетические уровни внешних электронов атома при наличии сильного магнитного поля разделяются на несколько подуровней. В результате отдельные спектральные линии уширяются или расщепляются на две и больше составляющих.

Астрономы, знавшие об этой работе, предположили, что уширение спектральных линий в пятне связано с эффектом Зеемана. Для подтверждения этого предположения нужен был телескоп с высоким разрешением, расположенный в хорошем с точки зрения качества изображения месте. В 1905 г. Хейл начал постройку такого телескопа на обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии, и через 3 года он получил неопровержимые доказательства наличия в солнечном пятне сильных магнитных полей. Действительно, линии солнечных пятен оказались расщепленными на несколько линий, в точности так же, как у Зеемана в лаборатории. Излучение каждой из составляющих поляризовано. Поэтому при помощи соответствующих поляризационных фильтров можно выделить поляризованное излучение, связанное с наличием магнитного поля, на фоне общего солнечного излучения и определить напряженность магнитных полей в солнечных пятнах. В настоящее время на большинстве солнечных обсерваторий такая процедура является обычной и проводится ежедневно. Используя поляризационные свойства солнечных линий в магнитном поле, Бэбкоки в 1952 г. построили на обсерватории Маунт-Вилсон очень чувствительный магнитограф. Наблюдения магнитных полей дают возможность определить область сильных возмущений непосредственно под видимой поверхностью. Ведь под действием локальных возмущений магнитное поле может усиливаться до тех пор, пока силовые линии поля не выйдут на поверхность. Магнитограф регистрирует эти внезапные подъемы поля. Кроме того, он может регистрировать общее магнитное поле Солнца, меняющее свою полярность с периодом около 11 лет. Магнитограф также можно использовать для измерения магнитного поля на различных уровнях солнечной поверхности, в частности в протуберанцах и нижней короне.

Корона является самой внешней частью Солнца. Она видна только во время полного солнечного затмения, т.к. яркость света даже во внутренней короне в миллион раз меньше яркости света диска. Кроме того, свет от диска Солнца рассеивается атмосферой Земли, делающей свет неба чисто голубым, и яркость этого рассеянного света близка к яркости короны. Во время полного затмения Солнца яркий диск его закрывается Луной, и небо становится намного темнее. Тогда на короткое время нашим взорам предстает незабываемая картина: вокруг черного диска Луны мы видим огненный ореол.

Рис. Магнитная карта Солнечного диска.

Но солнечные затмения чрезвычайно редки и продолжаются всего несколько минут. Кроме того, многие из них происходят в удаленных местах Земли и, что еще хуже, во время пасмурной погоды. Все это дало мощный стимул для развития методов искусственного солнечного затмения и увенчалось в 1931 г. созданием французским астрономом Бернардом Лио внезатменного солнечного коронографа. Этот прекрасный прибор позволил исследователям Солнца изучать слабый свет внешней короны практически всегда. Лио не выдвинул при создании этого инструмента каких-либо существенно новых принципов. Он шел по пути, намеченному до него. Но терпение, внимание к деталям и удача — все это вместе взятое привело его к успеху.

Рис. Солнечный коронограф.

В основных чертах коронограф представляет собой два последовательных телескопа. Первый телескоп строит изображение Солнца, которое искусственно «затмевается» металлическим диском. Второй перебрасывает это изображение на фотопластинку или фотопленку. На первый взгляд все кажется несложным. Однако нужно проявить немалую изобретательность, чтобы исключить рассеянный свет в инструменте. Рассеянный свет от прямого пучка, вполне достаточный для быстрой засветки фотопластинок, уменьшается благодаря тому, что линзы объектива изготовляются из одного тщательно отобранного куска стекла, не имеющего пузырьков, царапин, отпечатков пальцев — всего, что рассеивает свет. Для устранения паразитного света используются различные диафрагмы. Инструмент должен быть расположен на большой высоте, где атмосфера прозрачна. Лио построил свой первый коронограф на обсерватории Пик дю Миди в Пиренеях на высоте 2868 м.

В комбинации со спектроскопом или фильтрами коронограф может быть использован для изучения поведения определенных атомов или элементов в короне. Вместе со спектрографом он дает возможность получить информацию о физических условиях в короне, в частности о температуре и плотности. Это последний оптический прибор, который я здесь описываю. Рассмотрим теперь коротко методы определения невидимой простому глазу радиации Солнца.

Солнце — один из основных источников радиоволн, приходящих из космического пространства. В большей части радиодиапазона оно является самым ярким объектом на небе; сравнимы с ним лишь остатки сверхновой (Таурус А, Крабовидная туманность) и несколько радиогалактик (например, Лебедь А и Центавр А). Если в видимой области у Солнца нет соперников, то в радиоспектре первенство Солнца оспаривают удаленные, но чрезвычайно мощные объекты. Большинство радиоастрономических телескопов собирают радиоволны при помощи металлических чаш и сеток. Эти параболоидные чаши отражают и фокусируют излучение, которое затем детектируется и измеряется. На метровых и дециметровых волнах вместо отражающих параболоидов используются более сложные антенные системы.

Обычные радиоантенны не могут выделять структурные образования на Солнце. Ведь радиоволны в миллион раз длиннее световых. Это приводит к тому, что пространственное разрешение или способность выделить деталь структуры у них гораздо хуже по сравнению с оптическими телескопами. Чтобы получить большее разрешение, несколько антенных систем располагаются и соединяются соответствующим образом, образуя радиоинтерферометры. Для получения разрешающей силы, позволяющей выделять детали на Солнце, отдельные отражающие элементы необходимо располагать на расстоянии сотен длин волн. Например, пара параболоидов, разнесенных на 1 км и работающих на частоте 300 МГц (длина волны 1 м) может разрешить на Солнце детали размером в 3 угловые минуты, что соответствует примерно расстоянию в 150 000 км на поверхности Солнца. Легко понять, что карты, получаемые радиоастрономами, гораздо грубее, чем оптические фотографии высокого качества.

Наиболее известным радиотелескопом является австралийский радиогелиограф в Калгуре (Новый Южный Уэльс). Он состоит из 96 антенн, равномерно расположенных по кругу диаметром 3 км. Сигналы поступают на электронно-вычислительную машину, которая позволяет получать дважды в секунду радиоизображение Солнца. На основании таких радиокарт можно сделать кинофильм, демонстрирующий активность Солнца в радиодиапазоне.

Для исследования Солнца чрезвычайно важен также прибор, называемый радиоспектрографом. Сопряженный с радиотелескопом, радиоспектрограф регистрирует радиоспектр в заданном интервале частот как функцию времени. Этот прибор очень полезен для исследования внезапных всплесков радиоизлучения.

Подлинную революцию в наблюдениях за Солнцем со времени создания галилеевского телескопа внесло использование космической технологии. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца не могут проникать через атмосферу Земли, а они чрезвычайно важны, поскольку образуются в активных областях солнечной внешней атмосферы и приносят информацию о взрывных процессах на Солнце. Высокоэнергичное излучение может быть обнаружено только теми приборами, которые вынесены за пределы земной атмосферы при помощи баллонов, ракет и искусственных спутников Земли (ИСЗ). Астрономы уже в XVIII столетии поднимались на воздушных шарах, а в начале XX столетия использовали самолеты. Первые астрономические исследования рентгеновского излучения производились почти исключительно при помощи ракет. Однако гораздо более обширные сведения получают сейчас при помощи искусственных спутников, непрерывно вращающихся вокруг Земли или Солнца. Кроме того, появилась уникальная возможность посылки космических зондов по орбитам, проходящим вблизи Солнца. Приборы, установленные на спутниках, позволяют непрерывно наблюдать Солнце, в то время как облака или наступление ночи прерывают наземные наблюдения.

Первые рентгеновские изображения Солнца были получены на ракетах. Впервые были обнаружены области сильного возмущения рентгена в солнечной короне.

Рис. Рентгеновское изображение Солнца.

Использование спутников расширило наши знания о Солнце. Так, например на космических кораблях типа IMP (Interplanetary Monitoring Platform) в конце шестидесятых годов были произведены сотни измерений потоков электронов, выбрасываемых Солнцем. Советские ученые проводили измерения рентгеновского и гамма-излучений на спутниках типа «Прогноз». Например, научное оборудование, установленное на «Прогнозе-2», запущенном в 1972 г., включало в себя спектрометры для измерения рентгена и гамма-лучей, а также детекторы для обнаружения электронов, протонов и нейтронов, испускаемых Солнцем.

Восемь космических кораблей типа OSO (Orbiting Solar Observatory — вращающиеся солнечные обсерватории) были оснащены рядом приборов. OSO-7, запущенный в конце 1971 г., функционировал в течение двух с половиной лет, что само по себе является замечательным достижением, поскольку спутник вскоре после запуска начал неконтролируемо вращаться вокруг своей оси и казался обреченным. Только при помощи новой системы солнечных датчиков и гиросистемы, не применяемых ранее ни на одном из прежних космических кораблей этого типа, удалось с Земли стабилизировать спутник. На борту OSO-7 находился коронограф белого света, затмевающий диск (искусственная луна) которого был укреплен на стержне перед телескопом. Ведь в вакууме космического пространства размещение маленького диска на небольшом расстоянии от телескопа достаточно для того, чтобы создать искусственное затмение и видеть корону! Кроме того, на спутнике был размещен гамма-спектрометр, спектрограф для рентгеновского и высокоэнергичного ультрафиолетового излучений и прибор для измерения рентгеновских потоков от Солнца. На OSO-7 были установлены также рентгеновские телескопы для изучения рентгена на других звездах. Каждые 90 минут эллиптическая орбита ИСЗ пересекала верхние слои земной атмосферы, и в результате возникающего при этом торможения OSO-7 в июле 1974 г упал в нижнюю атмосферу и сгорел. При помощи ИСЗ типа OSO Солнце наблюдалось в течение целого 11-летнего цикла активности.

Необычайно успешно были проведены солнечные исследования при помощи американской космической станции «Скайлэб», на борту которой был размещен солнечный телескоп Apollo. Это была первая астрономическая обсерватория в космическом пространстве с непосредственным участием людей. Восемь солнечных телескопов, размещенных на этой космической станции, управлялись с Земли или астронавтами. Шесть основных солнечных телескопов регистрировали и фотографировали внешнюю атмосферу Солнца в диапазоне длин волн от видимого света до рентгена. На фотографиях в рентгене была видна детальная структура Солнца до высот в 0,5 солнечного радиуса над солнечной поверхностью.

На «Скайлэбе» были установлены гораздо более совершенные приборы, чем на других ИСЗ. Размер «Скайлэба» позволил поставить большие и тяжелые инструменты. Площадь, отданная под научное оборудование, составляла 6 м², а вес телескопов достигал почти тонны. Система управления потребляла энергию, равную 2 кВт, в 100 раз меньше, чем ИСЗ типа OSO.

Важно также, что большое количество получаемых данных можно было быстро передавать на Землю — в среднем 600 фотоснимков в день. Более того, различного вида изображения Солнца могли передаваться на Землю одновременно — например, изображения в белом свете и ультрафиолете; это дало возможность ученым и астрономам эффективнее планировать наблюдения. Экипаж «Скайлэба», естественно, должен был вернуться на Землю. Это дало прекрасную возможность использовать при работе с некоторыми телескопами фотопленку. Даже при наличии электронной страны чудес на корабле обычная пленка обладает тем преимуществом, что она является идеальным хранителем информации. Изображение Солнца для передачи на Землю при помощи телевидения должно быть расщеплено на миллион частей. Пленка обеспечивает быстрое эффективное накопление и сохранение данных, которые не нужно оцифровывать и передавать на Землю. Астронавт может вынуть пленку из кассеты (для этого он должен покинуть корабль) и привезти ее обратно на Землю. Всего ученые использовали тридцать коробок пленки и получили 150 000 хороших кадров.

Другим важным фактором, обеспечившим успех миссии «Скайлэба», была поддержка со стороны Земли. Мировая сеть солнечных обсерваторий и станций использовалась для независимого наблюдения за Солнцем с целью помочь исследователям на «Скайлэбе». Когда что-то неожиданное происходило на Солнце, это сразу же сообщалось на космический корабль. Ежедневно наземное руководство полетом вырабатывало программу на следующий день. Наконец, сами астронавты при необходимости играли решающую роль в ремонте космической станции и оборудования: освобождали заклинившиеся жалюзи, сменяли камеры, заряжали пленку и даже спасали саму космическую капсулу в начале полета после неудачного запуска. Стоимость всего солнечного эксперимента составила около 250 млн. долларов, однако затраты были с лихвой окуплены большим количеством новой информации о природе любимой звезды астрономов.

Стоит сделать еще одно замечание. За исключением радиотелескопов, большинство инструментов, применяемых в солнечных исследованиях, не может быть использовано для изучения других звезд, намного более удаленных от нас, чем Солнце. Самые близкие звезды находятся в миллион раз дальше. Мы не можем увидеть слабых ореолов вокруг других звезд, подобных солнечной короне во время солнечного затмения. Только на небольшом числе самых близких гигантских звезд можно смутно различить грубые детали поверхностной структуры. Даже самые крупные телескопы не могут разрешить диск размером в солнечный диаметр. Никакая другая звезда не исследуется с такой точностью, с какой проводятся обычные солнечные наблюдения. Дневная звезда, полная тайны, сообщает нам больше об обычных объектах Вселенной, чем это сможет сделать когда-нибудь любая ночная звезда.