Наука и жизнь // Иллюстрации

Рис. 1.

Рис. 2.

Рис. 3.

Рис. 4.

Рис. 5.

Рис. 6.

Рис. 7.

Солнечное затмение явление кратковременное. Полная фаза его длится от нескольких секунд до 7,5 минуты, но трудно преувеличить величие и красоту этой картины, производящей потрясающее и «жуткое» впечатление даже на ученых, ведущих напряженно наблюдения в этот короткий миг.

Известный ученый, академик Б. Голицын так описывает полное солнечное затмение, наблюденное им 9 августа 1896 г. на Новой Земле: «Приблизительно за 25 минут до наступления полной фазы затмения начинаешь испытывать, как какая-то особая мрачная, совершенно своеобразная темнота постепенно надвигается: вся местность получает какой-то особый мрачный колорит. Явление постепенного закрывания Солнца Луною, как это представляется в трубе с большим увеличением, необычайно эффектно... Полная фаза затмения производит особенно сильное впечатление; к сожалению, она продолжается столь мало времени. что не успеваешь вдоволь полюбоваться этим величественным зрелищем, тем более, что внимание постоянно отвлечено разными приборами. На юге горизонт был ясный и имел какой-то своеобразный желтый оттенок. При исчезновении последнего сегмента (т. е. узенького светлого серпика Солнца) планеты как бы сразу вспыхнули на небе. Все явление полной фазы было видно сквозь облака: вероятно, вследствие этого и корона, которая на мой глаз имела ярко серебристый оттенок, показалась мне небольших размеров, как небольшое светлое кольцо с волокнистыми контурами вокруг солнца».

Писатель В. Г. Короленко весьма картинно описывает своеобразие наступающей темноты: «...Но это не была обыкновенная ночь. Было настолько светло, что глаз невольно искал серебристого лунного сияния, пронизывающего насквозь синюю тьму обычной ночи. Но нигде не было сияния, не было синевы. Казалось тонкий, неразличимый для глаза пепел рассыпался сверху над землей, или будто тончайшая и густая сетка повисла в воздухе, а там, где-то по бокам, в верхних слоях чувствуется озаренная воздушная даль, которая сквозит в нашу тьму, сливая тени, лишая темноту ее формы и густоты. И над всей смущенной природой чудной панорамой бегут тучи, а среди них происходит захватывающая борьба... Круглое, темное враждебное тело точно паук впилось в яркое солнце, и они несутся вместе в заоблачной вышине. Какое-то сияние, льющееся заманчивыми переливами из-за темного щита, придает зрелищу .движение и жизнь, а облака еще усиливают эту иллюзию своим тревожным, бесшумным бегом».

Научные наблюдения во время солнечных затмений астрономы начали более века тому назад. До 1868 г. ограничивались лишь визуальными наблюдениями, зарисовыванием и фотографированием солнечной короны и т. п. К этому времени был, однако, решен очень важный вопрос, именно было доказано что светлое кольцо с волнистыми контурами, которое вспыхивает в момент полной фазы, принадлежит Солнцу, а не Луне. Оно получило название солнечной короны. Однако физические исследования Солнца во время затмений начались лишь с 1868 г., когда впервые на край солнечного диска во время солнечного затмения одновременно французский ученый Жансен и английский ученый Локьер направили спектроскоп. Уже этот первый опыт решил долгий спор о природе протуберанцев.

С этого времени началась новая эпоха в исследованиях Солнца. К каждому солнечному затмению снаряжаются дорого стоящие экспедиции.

В начале XX в. перед экспериментальной физикой возникла очень важная принципиальная задача - проверка так называемого «эффекта» Эйнштейна. Согласно теории относительности, созданной Эйнштейном и являющейся одним из крупнейших достижений современной физики, лучи света, испускаемые звездами, проходя вблизи Солнца, должны искривляться в силу притягательного действия Солнца. Теория относительности позволяет вычислить с большой точностью степень искривления луча. Экспериментально же этот вопрос представляется возможным решить лишь во время солнечных затмений при рассмотрении света звезд, проходящего поблизости от Солнца. Это один из немногих экспериментов, который решал судьбу правильности общей теории относительности, и значение его трудно преувеличить! И этот эксперимент, который был поставлен впервые во время затмения 29 мая 1919 г. английскими исследователями на западном побережье Африки и в северной Бразилии, ознаменовал своими результатами торжество теории Эйнштейна; предсказанное угловое смещение света звезд в 1,7 секунды в точности подтвердилось. Однако, несмотря на положительный результат этих опытов 1919 г., в дальнейших измерениях возникли некоторые неясности: вот почему до настоящего времени уточнение некоторых количественных данных эффекта Эйнштейна во время солнечных затмений является важнейшим предметом исследований. Уже в начале двадцатых годов этого столетия интерес к солнечным затмениям возник также со стороны еще очень молодой в то время области знания, делавшей только свои первые шаги,— со стороны радиотехники. В дальнейшем, с развитием радио, интерес в этом направлении все усиливался, и в настоящее время радиоисследования во время солнечных затмений занимают очень важное и обязательное место среди других наблюдений, которые при этом ставятся. Здесь возникает ряд интересных задач, на которых мы подробнее остановимся ниже, имеющих большое значение не только для радиофизики и геофизики, но которые, по-видимому, смогут также решать некоторые проблемы астрономии.

Остановимся: на некоторых типичных радиоэффектах (будем их так называть), которые наблюдаются во время солнечных затмений.

На рис. 1 представлены результаты измерений силы приема радиостанции, работавшей на волне 320 м. Наблюдения проводились в США во время затмения 24 января 1925 г., на расстоянии примерно 200 км от передающей радиостанции. Из рисунка мы видим, что в период времени, охватывающий полную фазу затмения, наблюдалось увеличение уровня приема примерно в 4 раза.

На рис. 2 мы видим обратное. В некоторый отрезок времени затмения полностью исчез радиоприем. Здесь представлены результаты наблюдений Канадской радиостанции, работавшей на волне 495 м, проводившихся в США во время солнечного затмения 31 августа 1932 г. Другое явление, наблюдающееся во время солнечного затмения, изображено на рис. 3, на котором отложены значения радиопеленга длинноволновой радиостанции, измеренные с помощью рамочного радиопеленгатора. Измерения проводились в Англии 29 июня 1927 т. Во время затмения, как мы видим из рисунка, имели место сильные колебания радиопеленга, достигавшие 60 и более.

Можно ли объяснить описанные выше явления? Нет ли противоречий между результатами, представленными на рис. 1 и рис. 2? Кратко коснемся ответов на эти вопросы.

В настоящее время широко известно, что к месту радиоприема излучаемые передающей радиостанцией электромагнитные колебания могут приходить двумя путями. С одной стороны, радиоволны распространяются вдоль земной поверхности и в месте приема «земная» радиоволна имеет силу, зависящую от расстояния между передатчиком и приемником, и на достаточно больших расстояниях от передатчика прием ее часто становится практически невозможным. На коротких волнах (от 20 до 100 м) интенсивность земной радиоволны сильнее падает, и на расстояниях в несколько десятков километров, при средних мощностях радиопередатчика, практически прием уже исчезает. С другой стороны, приемник может принимать «небесный» луч — радиоволны, отраженные от верхних проводящих слоев атмосферы, так называемой ионосферы. Напомним в нескольких словах, что такое ионосфера г. На высотах около 100 км и около 250 км над земной поверхностью существуют проводящие слои, которые, подобно зеркалу, отражающему свет (очень короткие электромагнитные волны), способны отражать радиоволны. Эти слои образованы в результате ионизации газов, находящихся на этих высотах, вызываемой ультрафиолетовым и корпускулярным излучением Солнца.

Электромагнитные колебания, излучаемые вверх передающей радиостанцией, достигнув этих проводящих слоев, отражаются под разными углами обратно к земле. Путь до ионосферы и обратно радиоволны чаще всего проходят с малыми потерями, так как в атмосфере интенсивность их мало убывает; поэтому отраженные радиоволны усиливают прием, а на тех расстояниях, где «земная» волна практически не слышна, радиоприем происходит исключительно за счет «небесного» луча. Однако не все радиоволны отражаются от ионосферы. Чем короче длина волны, тем большая степень ионизации верхних слоев атмосферы необходима для ее отражения. Таким образом, с укорочением длины волны, при данной максимальной степени ионизации ионосферы, начиная с некоторой длины волны, называемой обычно критической, радиоволны перестают отражаться, так как ионосфера становится для них прозрачной, подобно тому, как она прозрачна для еще более коротких электромагнитных волн — видимого света.

Теперь становятся понятными результаты наблюдений во время солнечных затмений, приведенные на рис. 1 и 2. Волна 320 м отражается от нижнего 100 км слоя ионосферы. При этом, как и для всех средних и длинных волн (200— 2000 м и более), заметное их отражение имеет место лишь в вечернее и ночное время, так как днем сильно ионизируется нижняя область атмосферы на высоте нескольких десятков километров, что вызывает сильное поглощение радиоволн этих длин. Таким образом, на этих волнах в дневное время прием происходит в основном за счет «земного» луча. Ночью же принимаются оба луча, а на больших расстояниях только «небесный» луч. В случае, приведенном на рис. 1, во время затмения условия приблизились к ночным, и усиление приема объясняется тем, что в этот промежуток времени появились интенсивные отражения волны 320 м.

При наблюдениях на волне 49,5 м (см. рис. 2) прием происходил за счет только «небесного» луча, так как на этих расстояниях «земной» луч практически отсутствует. В период затмения, вследствие уменьшения степени ионизации, волна 49,5 м в некоторый промежуток времени стала меньше критической длины волны, отражения ее в это время прекратились, так как ионосфера стала для нее прозрачной, в результате чего исчез прием радиостанции.

Что же касается эффекта, приведенного на рис. 3, то он также объясняется появлением в месте наблюдений, вследствие наступивших во время затмения ночных условий, отражения «небесной» волны, вызывавшей колебания радиопеленга из-за изменившейся при этом структуры волны. Она стала эллиптически поляризованной. Появился так называемый «ночной эффект».

Из приведенных выше примеров становится ясным, какую большую роль играет ионосфера для радиопередачи. Само собой разумеется, что изучение состава ионосферы, физических процессов, происходящих в ней, законов распространения радиоволн в ионосфере является одной из важнейших и интереснейших проблем радиотехники и радиофизики. Возникает естественно вопрос, нельзя ли использовать благоприятные условия, которые представляет нам природа во время солнечного затмения, закрывая на короткий промежуток времени источник ионизации, создающий ионосферу, для выяснения интересующих нас вопросов. Оказывается, можно.

Прежде всего скажем несколько слов об одном из наиболее распространенных методов изучения ионосферы. Метод этот был предложен американскими исследователями Брейт и Тюв и с его помощью впервые было экспериментально доказано существование проводящих слоев атмосферы. Заключается он в следующем. Передающая радиостанция излучает короткие пакеты радиоволн — радиоимпульсы. На приемной станции импульсы регистрируются с помощью катодного осциллографа, который дает возможность измерить время запаздывания импульсов, отраженных от ионосферы, и тем самым определить, зная величину скорости распространения радиоволн, высоту отражающего слоя. В дальнейшем метод этот был усовершенствован английским ученым Эппльтоном, предложившим измерять время запаздывания отраженных импульсов при непрерывном изменении длины волны импульсного радиопередатчика и соответственно радиоприемника. Этим методом измеряется критическая длина волны, которая определяет максимальную величину ионизации отражающих областей, а также, что очень важно, он позволяет по характеру изменения времени запаздывания отраженного сигнала с изменением длины волны получить данные, касающиеся распределения ионизации с высотой, истинной высоты отражения и т. п. Дело в том, что скорость распространения радиоволн в ионосфере зависит от длины волны. Поэтому одного времени запаздывания недостаточно для определения истинной высоты отражающего слоя, а для этого еще требуется знать, как изменяется скорость распространения радиоимпульса с изменением длины волны. В связи с этим условно введена величина кажущейся высоты отражения, которая вычисляется из времени запаздывания в предположении постоянства скорости распространения радиоволн и равной 300 000 км в секунду скорости распространения электромагнитных волн в вакууме.

Что же происходит с кажущейся высотой отражения во время солнечного затмения? На рис. 4 представлены результаты соответствующих измерений, проводившихся на волне 66,7 м американскими наблюдателями 31 августа 1932 г. Из рисунка видно, что вскоре после начала затмения кажущаяся высота отражения увеличивается, достигает через некоторое время максимума, затем, уменьшаясь, достигает некоторого минимального значения во время, близкое к центру затмения. После этого повторяется почти симметрично тот же ход изменения кажущейся высоты. Как объяснить это? Детальное обсуждение этого явления завело бы нас далеко. Укажем лишь на то, что оно имеет вполне определенное объяснение и характеризует изменение скорости распространения радиоимпульсов л ионосфере при том изменении степени ионизации, которое в ней .происходит. Как это ясно, от начала затмения до центра происходит уменьшение ионизации, затем возвращение ее к нормальной величине. При этом с уменьшением ионизации длина волны, на которой проводятся наблюдения, приближается к значению критической волны, что вызывает, как это следует из анализа законов распространения в ионосфере, уменьшение величины скорости распространения, приводящее к увеличению кажущейся высоты. Обратное происходит после центра затмения.

Как изменяется степень ионизации ионосферы во время затмения, видно из рис. 5. На нем приведены результаты измерений критических длин волн, которые прямо характеризуют максимальную величину ионизации. Выше уже указывалось, что чем больше длина критической волны, тем меньше величина степени ионизации. На нижней части рисунка приведены результаты измерений критических длин волн нижней области ионосферы (высоты порядка 100 км), в верхней части — результаты измерений для верхней области ионосферы (высоты порядка 250 км). Пунктиром нанесены значения критических длин волн, измеренных в контрольные дни в это же время суток. Из рисунка мы видим, что в период затмения происходит первоначально заметное уменьшение ионизации, достигающее минимума около центра затмения и принимающее обычные значения после затмения.

Результаты этих измерений, количественные их данные очень важны для изучения физики ионосферы. Проиллюстрируем это на одном примере обработки этих данных. На рис. 6 приведена соответствующая обработка результатов измерений степени ионизации нижней области и на рис. 7 для верхней области ионосферы. Кривая (а) на рисунках означает степень покрытия солнечного диска во время затмения, что тем самым и характеризует изменение интенсивности источника ионизации за это время. Если принять за единицу интенсивность ионизации до начала затмения, то из рис. 6 следует, что в момент полной фазы она достигла 12—13%, так как затмение в месте наблюдений не было полным.

Кривые (б) и (в) представляют собой результаты обработки изморенных величин степени ионизации в это же время. Так как нам неизвестны точно закономерности процессов ионизации в ионосфере, то соответствующие экспериментальные данные просчитаны для двух из теоретически возможных закономерностей процессов. Не имея возможности вникать в соответствующие детали, назовем их условно закономерностями (б) и (в). Из рисунков мы видим, что в то время как для нижней области ионосферы изменение ионизации происходит, по-видимому, по формуле (б), так как соответствующая кривая ближе лежит к кривой (а), для верхней области закон изменения ионизации другой, так как в этом случае к кривой (а) ближе тяготеет кривая (б). А это означает, что процессы ионизации, по-видимому, различны в разных областях ионосферы. К сожалению, до настоящего Бремени у нас еще не имеется достаточного количества данных для того, чтобы сделать окончательные заключения по этому вопросу, но мы видим, что на этом пути можно получить важные для решения этой проблемы результаты.

Читатель, вероятно, обратил внимание на то, что при рассмотрении результатов наблюдений нигде специально не отмечалось, о каком времени затмения идет речь. Мы, правда, привыкли иметь в виду время видимого (или оптического) затмения, непосредственно над земной поверхностью. Должно ли это время затмения совпадать с тем временем, которое наблюдается нашими радиотехническими методами? Вообще говоря, не должно совпадать. Во-первых, не должно совпадать потому, что ионосфера находится на некоторой высоте над земной поверхностью и поэтому затмение там происходит в другое время. Эта разница мала, и не ее мы имеем в виду, останавливаясь на этом вопросе. В данном случае речь идет о другом. Выше говорилось о том, что источниками ионизации ионосферы может быть как электромагнитное излучение Солнца, в основном ультрафиолетовые лучи, так и корпускулярное излучение Солнца, представляющее собой потоки электронов, ионизированных и нейтральных молекул газов, окружающих Солнце, выбрасываемых со скоростью, достигающей нескольких тысяч километров, с поверхности Солнца. Естественно, что время затмения должно определяться временем пробега этих лучей от Луны до Земли с учетом относительных скоростей их движения. Что касается ультрафиолетовых лучей, то скорость их: равна скорости света (300 000 км в секунду), и тем самым время ультрафиолетового затмения совпадает со временем оптического (с учетом сделанной выше оговорки). Но тем самым мы можем сделать фундаментальный вывод из приведенных выше данных, именно мы можем сказать, что ультрафиолетовые лучи являются основным агентом, ионизирующим ионосферу, так как время наблюденных радиоэффектов соответствует оптическому затмению. Вывод этот, вообще говоря, правильный, но он не исключает того, что и другие ионизирующие агенты, в частности корпускулярное излучение Солнца, существенно воздействуют на ионосферу. Тщательное рассмотрение имеющихся данных указывает, что это должно иметь место.

Как можно было бы решить этот вопрос?

Еще в 1932 г. английские ученые Эппльтон и Чэпман указали, что корпускулярное затмение Солнца должно опережать оптическое затмение. На первый взгляд это утверждение кажется абсурдным. На самом деле скорость движения корпускул в 100 и более раз меньше скорости распространения света, и казалось бы корпускулярное затмение должно наступить позднее оптического. Эти рассуждения были бы верны, если бы Земля и Луна были неподвижными. Ближайшее же рассмотрение этого вопроса, с учетом скорости и направления движения Земли и Луны, указывает на то, что корпускулярная тень «тянется» для земного наблюдателя «шлейфом» вслед за Луной, подобно тому как вертикальный дождь представляется человеку, едущему в поезде, косым, направленным в обратную сторону движения поезда. Это понятное явление вероятно наблюдали многие из читателей.

Таким образом, мы видим, что и здесь природа приходит к нам на помощь и дает возможность проследить раздельно во время солнечных затмений влияние на ионосферу корпускулярного и ультрафиолетового излучения Солнца. Простые расчеты показывают, что для -скоростей корпускул в 2000 км в секунду корпускулярное затмение должно опережать оптическое на 2 часа. Вопрос этот является фундаментальным не только для радиотехники, геофизики, но и для астрономии (вернее гелиофизики), так как другими методами до настоящего времени не представляется возможным изучить законы корпускулярного излучения, представляющие большой интерес для проблемы Солнца.

Однако с 1932 г. до настоящего времени не получены данные во время солнечных затмений, дающие сколько-нибудь определенный ответ даже на основной вопрос, который здесь может быть поставлен, т. е. влияет ли корпускулярное излучение Солнца на ионосферу. Многообразие явлений, с которыми приходится сталкиваться при исследованиях ионосферы, очень усложняет экспериментальные данные. Трудность заключается еще в том, что скорости корпускул, излучаемых Солнцем, по-видимому колеблются от нескольких сот до нескольких тысяч километров в секунду. Это приводит к тому, что корпускулярное затмение может охватывать широкий интервал времени, так что даже неизвестно, когда его искать. Кроме того, расчеты показывают, что трасса корпускулярного затмения должна проходить восточнее оптического, так что и территориально его следует наблюдать в другом месте. С учетом указанных выше и ряда других, не менее существенных, особенностей до настоящего времени по существу еще не ставились радионаблюдения во время солнечных затмений, и можно надеяться, что вопрос о корпускулярном затмении будет решен будущими измерениями. Следует, однако, еще раз подчеркнуть, что мы сталкиваемся с большими принципиальными и экспериментальными трудностями при решении этого вопроса.

9 июля 1945 г. через центральную часть нашего Союза (Рыбинск, Ярославль, Иваново) пройдет полное солнечное затмение и, таким образом, советским исследователям представляются благоприятные условия для постановки достаточно широких опытов.

№10, 1944