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.

 

Глава 7. Звезды ‑ далекие Солнца

 

 

Объяснить необъяснимое

 

Открылась бездна, звезд полна,

Звездам числа нет, бездне ‑ дна.

Так писал великий ученый и ггоэт, чуткий ценитель красоты природы Михайло Ломоносов. Не в ущерб ему, приведем еще одно высказывание о звездах, принадлежащее, однако, менее авторитетному лицу. «Коллективный автор» Козьма Прутков изложил один анекдот о Декарте так:

«Однажды, когда ночь покрыла небеса невидимою своею епанчею, знаменитый философ Декарт, сидя на ступеньках домашней своей лестницы, некий прохожий подстуцил к оному, с превеликим вниманием на мрачный горизонт смотревшему, с вопросом: «Скажи, мудрец, сколько звезд на небе сем?» ‑ «Мерзавец! ‑ ответствовал сей: ‑ никто необъятного объять не может...»

Смысл всех этих слов тот, что звездам, видимым на небе, «несть числа», а между тем, если говорить о звездах, видимых невооруженным глазом, то они все сочтены давным‑давно. Эта задача не необъятна. Мы вполне можем «объять» множественность звезд, она лишь кажется необъятной.

Присмотритесь к звездному небу, разыщите на нем с помощью звездной карты созвездия, и вы скоро убедитесь, как легко ориентироваться на небе, держать на учете все звезды, видимые невооруженным глазом. Их всего около 6000, а сразу над горизонтом их видно только около 3000. Если мы говорим «около», то лишь потому, что острота зрения и прозрачность воздуха бывают различны. В списки занесены и помечены на картах не только все эти звезды, но и множество более слабых.

С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится все более затруднительным.

Так сказать, «поштучно» сосчитаны и занесены в каталоги, а также на карты все звезды ярче 11‑й звездной величины. Число звезд, более слабых, мы тоже знаем, но уже не так точно, но это и не так важно. Мы поступаем с ними, как лесничие с деревьями в лесах, не подсчитывающие каждое дерево при учете запасов леса. На небольших типовых площадках определенного размера они подсчитывают число деревьев и умножают их затем на число таких площадок, содержащихся в площади, занятой лесом. Мы поступаем со звездами подобно этому.

В результате подсчет числа звезд, ярче данной предельной звездной величины, можно представить следующей табличкой:

 

 

Итак, мы держим на строгом учете около миллиона звезд, а всего доступно нашему наблюдению около двух миллиардов звезд. Числа ‑ внушительные, но «объять» их можно.

 

Светимости звезд

 

Где‑то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек, и если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка. В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так, например, светимость звезды, в действительности в десять раз менее яркой, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще и иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, т. е. на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км в секунду, прошел бы его за это время. Десятая часть этого расстояния (т. е. расстояние в 3,26 светового года) принимается специалистами‑астрономами за единицу для выражения межзвездных расстояний и называется парсеком. Ее назвали так потому, что с этого расстояния угол, под которым виден радиус земной орбиты, перпендикулярный к лучу зрения (этот угол называется параллаксом), составляет в точности одну секунду дуги. Парсек в 206 265 раз больше расстояния от Земли до Солнца, т. е. астрономической единицы, так что

1 парсек=3,26 светового года=206265 астрономических единиц=3,083Х1013 км.

На стандартном расстоянии в 10 парсек, или 32,6 светового года, Солнце показалось бы нам звездой 5‑й звездной величины, т. е. не особенно хорошо видимой невооруженным глазом даже в безлунную ночь. Звездная величина светила на этом стандартном расстоянии называется абсолютной звездной величиной.

Блеск звезд, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояния до них.

Пусть для примера звезда 5‑й видимой величины находится от нас на расстоянии в 40 парсек. Тогда на стандартном расстоянии в 10 парсек она была бы к нам вчетверо ближе и ее видимый блеск возрос бы в 42, т. е. в 16 раз. Но 16 ‑ это почти точно (2 1/2)3, т. е. звездная величина звезды стала бы на три звездные величины меньше. Вместо 5‑й она стала бы 2‑й звездной величины, была бы на три звездные величины ярче Солнца (М0=+5). Следовательно, ее светимость равна 2 1/2 Х 2 1/2 Х 2 1/2=(2 1/2)3=16. Таким образом, эта звезда 5‑й звездной величины в действительности в 16 раз ярче Солнца. Абсолютную величину звезды М можно легко вычислить по ее видимой звездной величине т и расстоянию D в световых годах при помощи формулы

М=(m+7 1/2)‑5lgD.

Когда расстояния до многих звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, т. е. смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше считали все звезды «похожими на наше Солнце». Светимости звезд оказались удивительно разнообразными. Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Одной из самых слабых является звезда № 359 по каталогу Вольфа. Она в 50 000 раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина+16,6.

На другом краю шеренги звезд стоит S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8‑й величины. Она в миллион раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина ‑ 10,6. Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней S Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а звезда 359 Вольфа слабее самого жалкого светляка!

Итак, звезды ‑ это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего центрального светила. Менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в густых сумерках.

 

Спектры ‑ паспорта звезд

 

Спектры звезд ‑ это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разбираться. Многое еще мы сумеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.

По спектру звезды мы можем узнать ее светимость (а следовательно, и расстояние до нее), ее температуру, ее размер, химический состав ее атмосферы как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Если спектры ‑ паспорта звезд, то естественно, что мы стремимся к паспортизации звезд, к получению спектра каждой из них. Уже засняты спектры сотен тысяч звезд, но, не в пример светимостям, они оказываются гораздо менее разнообразны, и это позволяет разбить их на небольшое число спектральных классов.

Каждому спектральному классу соответствует определенная совокупность физических свойств звезды, так что, говоря, например, что звезда принадлежит к спектральному классу А, мы сразу в сжатой форме даем понятие о ее физической природе. Так, обычная звезда спектральногоч класса А будет в несколько десятков раз ярче Солнца, белого цвета, с температурой поверхности около 10 000°, по диаметру в несколько раз больше Солнца, причем в ее спектре самыми заметными будут темные линии водорода. Все это заставляет нас подробнее остановиться на спектральной классификации звезд.

Прежде всего заметим, что звезды бывают разного цвета, всех оттенков от красного через желтый к белому и голубоватому. Определенным цветам звезд соответствуют и определенного вида спектры. Все они похожи на спектр Солнца в том отношении, что у них тоже на фоне непрерывного спектра видны темные линии. Но наряду со спектрами, содержащими в точности такие же линии, как и спектр Солнца, бывают спектры и с совершенно другими линиями.

 

Рис. 134. Основные типы звездных спектров

По предложению Гарвардской обсерватории спектры классифицируют по интенсивности линий в них, и тогда они располагаются в порядке нисходящей температуры звезд, или, что то же, в порядке приближения их цвета от голубоватого и белого к красному. Температуры звезд меняются вместе с их цветом.

В приводимой табличке сопоставлены основные характеристики звезд, связанные с их спектром.

Звезды верхней части таблицы называются чисто условно ранними, остальные ‑ поздними. Спектры промежуточные между типичными, обозначаются так: спектр чуть более поздний, чем АО, обозначают А1, еще чуть более поздний А2, как раз промежуточный между АО и FO обозначают А5, едва более ранний, чем FO, как А9 и т. д. Спектров более ранних, чем О5, нет.

 

 

Для запоминания порядка спектральной последовательности, очень нужного, можно запомнить фразу, в которой первые буквы слов идут в этой последовательности, например:

«Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Любопытно, что чем подобная фраза нелепее, тем она лучше запоминается.

Если вы предпочитаете другую фразу, придумайте ее сами, но, вероятно, еще прежде, чем это вам удастся, необходимость в ней отпадет, так как к этому времени вы уже запомните порядок букв. Он не соответствует алфавитному по случайным причинам.

Заметим, что среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S).

В спектре каждой звезды есть множество линий разных химических элементов, но в таблице отмечены лишь наиболее характерные.