Текст книги "Очерки о Вселенной"

Автор книги: Борис Воронцов-Вельяминов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 20 (всего у книги 36 страниц)

Сначала определялись расстояния до наиболее близких скоплений способами, не вызывающими никаких сомнений. Зная эти расстояния, по видимой угловой величине скоплений вычисляли их линейные размеры. Оказалось, что линейные размеры и блеск главных звездных скоплений одного и того же вида одинаковы. Тогда, естественно, решили, что у скоплений данного вида видимый блеск их главных звезд зависит только от их расстояния, убывая обратно пропорционально квадрату расстояния. Зная же истинный блеск таких звезд и сравнивая его с видимым блеском звезд, который легко измерить, нетрудно подсчитать расстояние от далеких скоплений.

По вычисленным таким образом расстояниям далеких скоплений и по их видимым угловым диаметрам и определили их линейные размеры. И вот они, оказывается, растут с удалением скопления от нас!

Что же могло тут сказаться? Если бы найденные расстояния далеких скоплений были преувеличены, и тем больше преувеличены, чем больше сами расстояния, то результат был бы именно такой: линейные диаметры оказались бы тоже преувеличенными и тем больше, чем больше расстояние. Ведь на видимом угловом диаметре расстояние никак не может сказаться. Но вот на видимом блеске звезд расстояние может сказаться, если в пространстве поглощается свет. Чем дальше скопление, тем больший путь в поглощающей среде проходят его лучи и тем сильнее уменьшается его блеск. Мы же, не догадываясь о поглощении, относили скопление дальше, чем оно от нас находится в действительности. Так Трюмплер окончательно установил, что в нашей звездной системе есть поглощающая материя; она концентрируется к плоскости Млечного Пути, представляя собой довольно тонкий слой. Впоследствии его толщину оценили в 600 световых лет. Свет от светил, находящихся внутри этого слоя (подобно нашей Солнечной системе), испытывает в нем сильное поглощение (например, галактические скопления). Наоборот, свет от светил, находящихся вне этого слоя (например, шаровые звездные скопления), испытывает очень малое поглощение, потому что их свет внутри поглощающей среды проходит только небольшую часть своего пути. Поэтому-то при наблюдениях шаровых звездных скоплений существование поглощающей среды осталось незамеченным.

Нашли, что на каждые 3000 световых лет вблизи плоскости Млечного Пути видимый блеск звезд ослабляется примерно на 0,4 звездной величины, а блеск звезд на фотографиях – даже на 0,7 звездной величины; в самой плоскости Млечного Пути ослабление блеска еще больше.

Более поздние исследования выявили, что межзвездная среда распределена в пространстве очень неравномерно: в одних местах она плотнее, в других – реже. Величина поглощения, ослабляющего видимый блеск звезд, зависит и от расстояния и от направления. По некоторым направлениям в плоскости Млечного Пути поглощение доходит до нескольких звездных величин на каждые триста световых лет расстояния.

Так как изучение строения нашей звездной системы основано на изучении числа и яркости звезд, а последняя искажена поглощением света в пространстве и в разных направлениях по-разному, то приходится это поглощение постоянно изучать и учитывать. Задача изучения строения звездной системы из-за существования поглощения света стала очень хлопотливой и сложной. Звездную систему приходится изучать, так сказать, по кусочкам, шаг за шагом, в каждом направлении отдельно.

По-видимому, это общее поглощение света частично вызвано некоторой непрерывной пылевой средой, заполняющей пространство между звездами. Частично же его вызывают многочисленные темные туманности, расположенные далеко от нас и проектирующиеся друг на друга.

Общее поглощение света межзвездной пылью сопровождается также и избирательным поглощением света. Чем ближе к плоскости Млечного Пути расположены звезды и чем они дальше от нас, тем они краснее благодаря избирательному поглощению. За последние годы фотографирование на пластинках, чувствительных к красным лучам, выявило целые области неба – целые звездные облака Млечного Пути, имеющие красноватый цвет из-за поглощения света. На обычных фотопластинках, не чувствительных к красным лучам, эти далекие облака слабых звезд выходят слабо, на пластинках же, воспринимающих красный цвет, они получаются гораздо ярче, и в них видно больше звезд.

Поглощающее вещество расположено в звездной системе Млечного Пути не тонким, резко ограниченным слоем, но по мере приближения к плоскости Млечного Пути плотность его меняется так же, как плотность земной атмосферы в зависимости от высоты.

Центр нашей звездной системы, содержащий наиболее густые облака звезд и расположенный в направлении созвездия Стрельца в Млечном Пути, заслонен от нас поглощающей материей. Не будь ее, в этом направлении звездные облака Млечного Пути сияли бы почти ослепительным светом.

Темная «развилка» Млечного Пути, делящая его на два рукава, начинающихся в созвездии Лебедя и соединяющихся снова в южном полушарии неба, также образована скучиванием темных туманностей и не представляет собой гигантской прорехи в нашей звездной системе. В направлении этой развилки, так же как и по тем направлениям, где поглощение особенно велико, мы не видим далеких звездных образований, расположенных за пределами нашего Млечного Пути. Мы не видим там ни шаровых звездных скоплений, ни так называемых спиральных звездных систем, о которых мы узнаем в главе 9. Их мешает видеть темная межзвездная материя. Однако местами встречаются редкие «окна прозрачности» в пыльной толще Млечного Пути, которые напоминают полыньи в ледяных массивах Арктики или окна чистой воды в старом зазеленевц^ем пруду. В «окна прозрачности» видны звездные системы, лежащие вне пределов нашей собственной звездной системы. Автором этой книжки обнаружены еще так называемые «коридоры видимости», в которых благодаря их прозрачности только и видны далекие звезды нашей звездной системы, хотя и не видно других звездных систем, еще более далеких. А по направлениям, перпендикулярным к плоскости Млечного Пути, например в созвездии Волос Вероники, пространство почти совершенно прозрачно. Там мы свободно видим отдаленнейшие уголки Вселенной, лежащие далеко-далеко за пределами нашей звездной системы.

Как известно, свет – это электромагнитные колебания, причем в световом луче колебания происходят перпендикулярно к направлению распространения луча. В обычном луче направления этих колебаний непрерывно и беспорядочно меняются. При отражении света от некоторых тел происходит упорядочивание световых колебаний: какое-либо направление световых колебаний становится преобладающим. Это явление называется поляризацией света, а луч с упорядоченным направлением колебаний -поляризованным. С помощью приборов можно узнать, поляризован ли свет.

Свет звезды, прошедший через пылевую среду, поляризован тем больше, чем она дальше.

Поляризация света звезд межзвездной пылью указывает на то, что эти пылинки не круглые, а продолговатые, и что они располагаются в пространстве не хаотично, а вблизи плоскости Млечного Пути. Что же их вынуждает к этому? По-видимому, это происходит благодаря наличию в межзвездном пространстве магнитного поля. Так изучение влияния межзвездной пыли на свет звезд привело к открытию магнитных сил в межзвездном пространстве.

Рис. 113. Слой поглощающего вещества вблизи экваториальной плоскости далеких звездных систем

Пылевое вещество, поглощающее свет, есть не только в нашей звездной системе. Мы находим его в каждой из достаточно обширных систем такого рода, как бы далеко от нас они ни находились. В звездных системах, подобных нашей Галактике, мы обнаруживаем на фотографиях поглощающее свет вещество, концентрирующееся опять-таки к плоскости их симметрии. Лучше всего это видно на фотографиях тех из них, которые повернуты к нам ребром и выглядят, как линза или как веретено. На многих таких фотографиях видна резкая узкая темная полоса, как бы рассекающая эту линзу или веретено пополам. Нет никакого сомнения в том, что эта темная полоска есть не что иное, как скопление темных туманностей, состоящих из космической пыли, плотность которых растет с приближением к экваториальной плоскости этих систем. Они поглощают свет погруженных в них мириад звезд так же, как они делают это в нашей звездной системе, и создаваемая ими чернота ясно говорит о том, как велико это поглощение.

Так исследования последних десятилетий обнаружили универсальность метеоритного вещества, его распространенность во Вселенной.

Убедившись в чрезвычайной распространенности пылевого вещества во Вселенной, в том, что это один из основных элементов мироздания, мы можем быть подготовлены и к тому, что именно из этого материала формируются по крайней мере некоторые миры, хотя в пространстве между звездами существует, помимо пыли, также и огромное количество разреженного газа, также могущего быть материалом для формирования других небесных тел.

Когда же в телескоп астроном покажет вам в сияющей дали Млечного Пути темное пятно, то не считайте его больше бесконечной пустотой, которой нет предела и которая есть «ничто». Примите его скорее как невидимую колыбель, в которой в этот момент переживает младенчество новый мир. Быть может, в далеком будущем ему суждено стать планетой, подобной той, которая принесла нам жизнь и с которой мы постигаем тайны природы, еще недавно казавшиеся неразрешимыми.

Часть 2. Мир газа

В известной нам части Вселенной газ является преобладающей формой вещества. В мировом пространстве разреженный газ образует облака колоссальных размеров, называемые туманностями, а уплотненный в огр&мные раскаленные шары он образует звезды, подобные нашему Солнцу. Разреженнейший газ заполняет пространство между звездами.

Строение вещества в форме газа более просто, чем в твердых телах,– в мировом пространстве газы состоят из атомов и простейших молекул, там нет минералов, горных пород и органических веществ.

Изучение небесных газообразных тел очень расширяет наши представления о строении и поведении вещества вообще. Оно дополняет выводы, получаемые в физических лабораториях, так как позволяет наблюдать вещества в таких состояниях, при таких давлениях и температурах, которые неосуществимы в лабораториях. Так изучение гигантских небесных тел позволяет проникнуть в тайны мельчайших частиц вещества, в недра атомов. Изучение газовых миров раскрывает нам не только законы развития материального мира, но и приносит практическую пользу, так как знание законов природы необходимо для ее покорения и изменения.

Глава 6. Ближайшая к нам звезда – Солнце

Первое знакомство

Солнце! Животворящее, ясное, красное, лучезарное! Сколько эпитетов дается тебе! Ты и источник жизни на Земле, ты и глава планетной семьи, ты и ближайшая к нам звезда, ибо каждая звезда – солнце. Можно подойти к Солнцу с разных точек зрения. Есть что сказать о нем и метеорологу, и радисту, и врачу, и ботанику, и химику, и поэту, не говоря уже об астрономах. Много явлений обнаружено на Солнце, и описания многих из них напоминают те, которые делаются в метеорологических обсерваториях при регистрации перемены погоды, сложных движений атмосферных масс. Лишь будущему, но надеемся, близкому, предстоит теоретически охватить эти факты и уложить их в стройную картину физической природы Солнца.

Мы наблюдаем бурные изменения на Солнце, но причина их нам часто далеко еще не ясна, хотя общее строение Солнца нам уже довольно хорошо известно и за последние годы теория солнечных явлений сильно продвинулась вперед. Солнце ближе к нам, чем другие звезды, и его можно изучить особенно подробно. Результаты его изучения помогают уяснить природу других далеких солнц, видимых лишь как светлые точки даже в самые сильные телескопы. Познакомимся же с Солнцем, как с представителем мира бесчисленных звезд.

Раскаленный газовый шар, излучающий потоки тепла и света, единственный их источник в Солнечной системе, – вот что такое ближайшая к нам звезда.

Рис. 114. Один из крупнейших в мире инструментов для исследования Солнца – башенный солнечный телескоп Крымской обсерватории

Нам известна энергия Солнца по той ее доле, которая падает на Землю с расстояния в полтораста миллионов километров. С учетом поглощения в атмосфере на квадратный сантиметр поверхности, перпендикулярной к солнечным лучам, за минуту падает энергия, которой достаточно, чтобы нагреть два грамма воды на 1 градус. Эта величина несколько меняется с изменением расстояния от Земли до Солнца и, вероятно, в связи с явлениями, протекающими на нашем центральном светиле. До того как были заподозрены колебания в излучении Солнца, эту величину назвали «солнечной постоянной». Геофизики определяют ее прямыми опытами почти ежедневно, например, наблюдая нагревание воды в особых сосудах, выставленных навстречу солнечным лучам.

Умножив солнечную постоянную на величину поверхности сферы с радиусом в полтораста миллионов километров, мы узнаем полное излучение Солнца. Оно составляет 5,43•1027 калорий в минуту. Если эту мощность теплового излучения перевести в механическую мощность, то она составит 5•1023 лошадиных сил. Эту величину трудно себе представить и, может быть, лучше сказать, что если бы мы могли мгновенно обложить Солнце слоем льда толщиной 12 м, то уже через минуту этот слой растаял бы. Если бы мы могли от Земли к Солнцу перебросить мост в виде ледяной колонны толщиной 3 км и могли сосредоточить на нем все излучение Солнца, то уже через секунду он бы растаял, а еще через 8 секунд обратился бы в пар.

Солнечный свет создает на Земле освещение, в 465 000 раз более яркое, чем освещение полной Луны, и чтобы его заменить, нужно 135 000 стандартных (международных) свечей, поставленных на расстоянии 1 м.

Зная расстояние до Солнца и его видимый угловой диаметр (1/2°), мы легко узнаем его линейные размеры. Диаметр Солнца больше земного в 109 раз, поверхность в (109)2, или в 12 000 раз, и объем в (109)3, что составляет 1 300000 раз. (В километрах диаметр Солнца составляет 1 390 600, но число это мало наглядно.)

Разделив полное излучение Солнца на величину его поверхности, мы узнаем, что один ее квадратный сантиметр светит как 50 000 международных свечей. Поверхность Солнца в 10 000 раз ярче расплавленной платины и в 10 раз ярче пламени электрической дуги. Доля света в общем потоке энергии, идущем от Солнца, характеризуется величиной 8 свечей на ватт, тогда как для обычных электрических ламп накаливания она составляет не более 2 свечей на ватт.

Такой высокий коэффициент светового полезного действия солнечного вещества обязан его высокой температуре.

Мощность излучения с единицы поверхности Солнца, получаемая от деления всей его мощности на величину его поверхности, составляет 84 000 лошадиных сил на квадратный метр, и эта мощность поддерживается, несомненно, в течение сотен миллионов или даже миллиардов лет. Как устойчивы и мощны должны быть источники энергии в недрах Солнца! Мы поговорим о них в другой главе, а тут лишь укажем, что только ничтожная часть энергии, щедро расточаемой Солнцем, используется планетами. На долю Земли приходится лишь 1/2200000000 ее часть. Тем не менее и она колоссальна. Если ее расценить на деньги по цене 2 коп. за киловатт-час, то окажется, что за секунду Земля получает энергии от Солнца на миллиард рублей.

Рис. 115. Сравнительные размеры Солнца и планет

Можно сказать, что эти деньги буквально бросаются на ветер, так как ветер есть перемещение воздуха, возникающее от неодинакового нагревания различных мест земной атмосферы и поверхности Земли. Впрочем, не все эти деньги идут на ветер..., большая их доля утекает от нас вместе с водой (с водой рек и с потоками дождя). Часть солнечной энергии используется растениями, а небольшая доля этой части используется нами как топливо в виде торфа, дров и каменного угля.

О прямом использовании солнечной энергии сверх того, что нам дает движущая сила ветра и воды, приводимых в движение Солнцем, говорится давно. Разрешение этой задачи встречает много трудностей, но надо прямо сказать, что инженеры-энергетики уделили этому вопросу еще слишком мало внимания. Например, в СССР до сих пор имеются только небольшие пробные установки вроде солнечной бани и солнечной кухни в Ташкенте. Надо также отметить использование солнечной энергии на искусственных спутниках Земли и Солнца путем применения кремниевых фотоэлементов, превращающих световую энергию Солнца в фотоэлектрическую.

И Солнце не без пятен

«И Солнце не без пятен», – с огорчением констатировали в XVII веке современники их открытия. Да, и Солнце не без пятен..., но не всегда. Как известно, число пятен и площадь, занятая ими, меняются периодически, хотя и не очень правильно, с периодом в 11 лет. Последний максимум пятен был в 1968 г., а в год минимума иногда целые месяцы на Солнце нет ни одного пятна. Каждый цикл они зарождаются по обе стороны от экватора Солнца на широтах около 30° и по мере увеличения их числа появляются все ближе и ближе к экватору. Последние пятна умирающего цикла появляются почти у самого экватора, но близ полюсов их не бывает никогда.

Если вы закроете ослепительную фотосферу диафрагмой в фокусе окуляра телескопа так, чтобы в нее было видно лишь «черное» солнечное пятно, то берегитесь смотреть на него без темного стекла – вы ослепнете. Понятие черноты относительно, и темные вследствие контраста на фоне фотосферы пятна сами по себе тоже ослепительно ярки.

Пятна появляются обычно группами, в которых происходят непрерывные изменения: появление новых пятен, изменение формы старых, а чаще всего их дробление на части и постепенное исчезновение.

Иногда они существуют лишь несколько дней, иногда – несколько месяцев.

Рис. 119. Изменение в группе солнечных пятен

Пятно состоит обычно из ядра, или «тени», окруженной более светлой «полутенью» как бы волокнистого строения со следами завихрения вокруг центра пятна. Центр пятна лежит обычно ниже окружающей фотосферы, но «не намного» – на сотни километров, тогда как по площади пятна обычно больше площади Европы и даже больше площади земного шара.

Меньшая яркость пятен вызвана меньшей температурой солнечных газов в этих местах. Судя по спектру, она составляет около 4500° и равна температуре звезд оранжевого цвета, тогда как спектр фотосферы такой же, как спектр более горячих желтых звезд. Более низкая температура допускает образование в пятнах большого числа молекул химических «соединений, тогда как в фотосфере эти соединения встречаются в небольшом количестве. Если там из каких-либо сцепившихся друг с другом атомов и сложится молекула, то она обычно сейчас же будет разбита на части при бешеных столкновениях с другими частицами, возникающих при высоких температурах.

Рис. 120. Солнце вращается не как твердое тело. Чем ближе к экватору, тем больше поворот точек диска за сутки

Появляясь на одном краю Солнца и перемещаясь по видимому диску, солнечные пятна представляют прекрасную возможность убедиться во вращении Солнца вокруг оси. Определенные по различным пятнам периоды вращения Солнца, дополненные спектральными определениями вращения (о чем говорилось в первой главе) и другими методами, показывают, что Солнце вращается не как твердое тело. До некоторой степени вращение фотосферы можно сравнить с вращением чая, который энергично перемешивается в стакане с помощью ложечки. Там быстрее всего крутится середина, а края отстают. На Солнце же точки его экватора делают оборот за 25 суток, а на широте 60° период обращения доходит до 30 суток. С космической точки зрения Солнце вращается очень лениво, на экваторе линейная скорость вращения составляет всего лишь 2 км/сек.

Юпитер и Сатурн также вращаются звнами подобно Солнцу и быстрее на экваторе, но с периодом всего лишь около 10 часов. Для них, как и для Солнца, причина такого зонального вращения неизвестна, но ясно, что твердая поверхность не могла бы так вращаться.

В Советском Союзе и в других странах ведется ежедневная регистрация пятен и других явлений на Солнце. Она называется Службой Солнца и ведется по общему плану рядом обсерваторий. Эта работа необходима для изучения природы Солнца и для выяснения того, как происходящие на нем изменения влияют на Землю. Поэтому изучение Солнца было включено в программу работ по Международному геофизическому году (1957-1958).

Наблюдения солнечных пятен и их изменений доступны для всякого любителя, обладающего хотя бы самым маленьким телескопом (Желающим познакомиться с Солнцем несколько подробнее и получить руководство для самостоятельного его наблюдения рекомендуем книгу В. В.Шаронова «Солнце и его наблюдение», Гостехиздат, 1953)).

И Солнце не без пятен

«И Солнце не без пятен», – с огорчением констатировали в XVII веке современники их открытия. Да, и Солнце не без пятен..., но не всегда. Как известно, число пятен и площадь, занятая ими, меняются периодически, хотя и не очень правильно, с периодом в 11 лет. Последний максимум пятен был в 1968 г., а в год минимума иногда целые месяцы на Солнце нет ни одного пятна. Каждый цикл они зарождаются по обе стороны от экватора Солнца на широтах около 30° и по мере увеличения их числа появляются все ближе и ближе к экватору. Последние пятна умирающего цикла появляются почти у самого экватора, но близ полюсов их не бывает никогда.

Если вы закроете ослепительную фотосферу диафрагмой в фокусе окуляра телескопа так, чтобы в нее было видно лишь «черное» солнечное пятно, то берегитесь смотреть на него без темного стекла – вы ослепнете. Понятие черноты относительно, и темные вследствие контраста на фоне фотосферы пятна сами по себе тоже ослепительно ярки.

Пятна появляются обычно группами, в которых происходят непрерывные изменения: появление новых пятен, изменение формы старых, а чаще всего их дробление на части и постепенное исчезновение.

Иногда они существуют лишь несколько дней, иногда – несколько месяцев.

Рис. 119. Изменение в группе солнечных пятен

Пятно состоит обычно из ядра, или «тени», окруженной более светлой «полутенью» как бы волокнистого строения со следами завихрения вокруг центра пятна. Центр пятна лежит обычно ниже окружающей фотосферы, но «не намного» – на сотни километров, тогда как по площади пятна обычно больше площади Европы и даже больше площади земного шара.

Меньшая яркость пятен вызвана меньшей температурой солнечных газов в этих местах. Судя по спектру, она составляет около 4500° и равна температуре звезд оранжевого цвета, тогда как спектр фотосферы такой же, как спектр более горячих желтых звезд. Более низкая температура допускает образование в пятнах большого числа молекул химических «соединений, тогда как в фотосфере эти соединения встречаются в небольшом количестве. Если там из каких-либо сцепившихся друг с другом атомов и сложится молекула, то она обычно сейчас же будет разбита на части при бешеных столкновениях с другими частицами, возникающих при высоких температурах.

Рис. 120. Солнце вращается не как твердое тело. Чем ближе к экватору, тем больше поворот точек диска за сутки

Появляясь на одном краю Солнца и перемещаясь по видимому диску, солнечные пятна представляют прекрасную возможность убедиться во вращении Солнца вокруг оси. Определенные по различным пятнам периоды вращения Солнца, дополненные спектральными определениями вращения (о чем говорилось в первой главе) и другими методами, показывают, что Солнце вращается не как твердое тело. До некоторой степени вращение фотосферы можно сравнить с вращением чая, который энергично перемешивается в стакане с помощью ложечки. Там быстрее всего крутится середина, а края отстают. На Солнце же точки его экватора делают оборот за 25 суток, а на широте 60° период обращения доходит до 30 суток. С космической точки зрения Солнце вращается очень лениво, на экваторе линейная скорость вращения составляет всего лишь 2 км/сек.

Юпитер и Сатурн также вращаются звнами подобно Солнцу и быстрее на экваторе, но с периодом всего лишь около 10 часов. Для них, как и для Солнца, причина такого зонального вращения неизвестна, но ясно, что твердая поверхность не могла бы так вращаться.

В Советском Союзе и в других странах ведется ежедневная регистрация пятен и других явлений на Солнце. Она называется Службой Солнца и ведется по общему плану рядом обсерваторий. Эта работа необходима для изучения природы Солнца и для выяснения того, как происходящие на нем изменения влияют на Землю. Поэтому изучение Солнца было включено в программу работ по Международному геофизическому году (1957-1958).

Наблюдения солнечных пятен и их изменений доступны для всякого любителя, обладающего хотя бы самым маленьким телескопом (Желающим познакомиться с Солнцем несколько подробнее и получить руководство для самостоятельного его наблюдения рекомендуем книгу В. В.Шаронова «Солнце и его наблюдение», Гостехиздат, 1953)).

Наблюдение невидимого и анатомия Солнца

Астрономы – такой народ, что они не только узнают всю подноготную там, где непосвященное око видит только мерцающую точку, но и умудряются наблюдать невидимое. Одним из многочисленных примеров этого является наблюдение ими магнитности пятен и распределения спектрального излучения химических элементов на разной высоте над фотосферой.

Линии спектра источника света в магнитном поле меняются. Они расщепляются, каждая на несколько линий, причем свет каждой из них особым образом поляризован. Не вдаваясь в длинное описание явлений поляризации, скажем лишь, что поляризованный свет можно отличить от обычного особыми способами, разработанными физиками. Расстояние между линиями спектра, на которые первоначальная линия расщепляется в магнитном поле, растет с напряжением магнитного поля. Это явление хорошо изучено в лабораториях. Темные линии в спектре солнечных пятен обнаруживают подобное же расщепление, из чего следует, что в области солнечного пятна существует магнитное поле, напряжение которого доходит иногда до 8000 гаусс. Это – весьма сильное поле, хотя в лабораториях электромагниты могут давать еще более мощное поле.

Кто не знает, что у всякого магнита есть всегда два полюса – северный и южный. На магнитах, имеющих форму бруска или подковы, их красят обычно в разный цвет – красный и синий. Вот тут-то и оказалась любопытная вещь: солнечные пятна чаще всего появляются парами, и тогда магнетизм одного пятна северный, другого – южный.

Рис. 121. Изменение магнитной полярности солнечных пятен

Два пятна в паре – как бы два конца магнитной подковы, спрятанной под поверхностью Солнца и высовывающейся сквозь нее этими концами. Мало того, во всех парах пятен одного полушария Солнца переднее пятно (в сторону вращения Солнца) имеет всегда один и тот же магнетизм (скажем, южный), в другом же полушарии Солнца магнетизм каждого переднего пятна противоположный (северный). Это длится 11 лет, и когда начинается новый цикл солнечных пятен, то магнетизм пятен северного и южного полушарий Солнца меняется местами.

В 1958 г. Бэбкок (США) заключил, что общее, хотя и слабое магнитное поле Солнца меняет свое направление. Так, если северный магнитный полюс в течение 11-летнего цикла был в северном полушарии Солнца, то в следующем цикле он оказывается уже в южном полушарии. Почему это происходит – еще не ясно, но силовые линии общего поля Солнца входят в другую полярную область. Силовые линии замыкаются, проходя и внутри Солнца, не очень глубоко под фотосферой.

Мы видим Солнце и все подробности его поверхности в совокупности лучей разных длин волн. Поверхность Солнца излучает непрерывный спектр. Но лежащие над ней более холодные и разреженные слои благодаря процессам рассеяния, описанным в первой главе, вызывают появление в спектре Солнца темных линий, носящих имя немецкого ученого Фраунгофера, который первый их изучил. Мы уже говорили, что темные линии спектра не бывают абсолютно черными, некоторая доля света в них все же есть. Эта доля много меньше количества света, посылаемого непрерывным спектром в той же длине волны, и еще во много раз меньше суммарного света, заключенного в непрерывном спектре.

Если бы наш глаз потерял чувствительность ко всем длинам волн, кроме одной из длин волн, соответствующей одной из линий спектра определенного химического элемента, скажем, водорода, то мы увидели бы Солнце совсем иным, чем видим его сейчас. В тех местах, где над поверхностью Солнца много более холодного водорода поглощение света в нашей длине волны оказалось бы особенно сильным. Там мы видели бы темное пятно. Где же над поверхностью Солнца окажутся более горячие водородные газы, там излучение света в нашей длине волны будет сильнее, чем в соседних местах, и там мы увидим светлое пятно. Таким образом, мы получили бы возможность сразу увидеть распределение над поверхностью Солнца горячих и холодных водородных масс.

Именно такую возможность видеть Солнце «в свете длины волны водородной линии» дает нам прибор спектр огелиоскоп, изобретенный Хэйлом в США в 1930 г. Спектрогелиоскоп можно представить себе как спектроскоп, в котором весь спектр загорожен ширмой со щелью F2, через которую проходит свет только одной желаемой «темной» спектральной линии. За этой щелью находится окуляр, в который смотрит наблюдатель. Ему в глаза попадает свет только с длиной волны линии, выделенной щелью в ширме. На щель спектроскопа F1 падает изображение Солнца, даваемое телескопом и приводимое особым приспособлением в быстрое колебательное движение поперек щели. Картины быстро сменяющихся узких полосок, вырезаемых щелью спектроскопа из изображения Солнца, прикладываясь друг к другу, создают благодаря сохранению зрительного ощущения впечатление полной картины солнечного диска. Выделяя щелью ширмы разные линии в спектре, можно изучать распределение над поверхностью Солнца разных газов: водорода, гелия,натрия, кальция и других.

Рис. 122. Схема устройства спектрогелиографа, S – зеркало, О1 и О2 – объективы

С помощью прибора несколько иной конструкции, называемого спектрогелиографом и изобретенного раньше спектрогелиоскопа Деландром во Франции и тем же Хэйлом в США, подобные изображения Солнца можно фотографировать. Место глаза за щелью F2 там занимает движущаяся фотографическая пластинка Р. Такие фотографии называются спектрогелиограммами.

Теория показывает, что в темных линиях спектра, имеющих фактически некоторую ширину (а вовсе не бесконечно узких), центр линии образован поглощением газов, находящихся на большей высоте над поверхностью Солнца, чем газы, производящие поглощение света у краев линий. Так, выделяя очень узкой щелью разные части широких темных линий спектра Солнца, можно делать как бы срезы газовых слоев на разной высоте над фотосферой. Это – форменная анатомия внешних частей Солнца.