Замечательно то, что величина смещения σ-компонентов относительно невозмущенной линии пропорциональна напряженности магнитного поля! Чем сильнее поле, тем сильнее расходятся σ-компоненты. Коэффициент пропорциональности (так называемый фактор Ланде) оказывается различным для разных линий и зависит от структуры типа атомов, которые порождают данную фраунгоферову линию.
Заметить зеемановское расщепление в линиях солнечного спектра нелегко. Общее магнитное поле Солнца, как мы знаем сегодня, незначительно. Если «запустить» в спектроскоп солнечный свет от яркой поверхности светила, магнитное расщепление фраунгоферовых линий будет ничтожным. Но в солнечных пятнах – самых «интересных» местах на Солнце – расщепление оказалось достаточно заметным!
Открытие магнитных полей на Солнце – пожалуй, одно из самых значительных на всю историю изучения светила. Ниже мы увидим, что именно магнитные поля ответственны за невероятно сложные физические процессы на Солнце, в которых исследователи разбираются вот уже целый век. Честь открытия магнитных полей на дневном светиле принадлежит выдающемуся американскому астрофизику Джорджу Эллери Хэйлу (1868–1938).
Хэйл родился в Чикаго, окончил Массачусетский технологический институт. Интерес к астрономии у него проявился еще в детстве. Его отец поддерживал этот интерес, причем даже в то время, когда сын был уже вполне взрослым: Хэйл-старший финансировал небольшую частную обсерваторию в Кинвуде (близ Чикаго). Окончив институт, Хэйл-младший приступил к профессиональным наблюдениям Солнца на этой обсерватории. Здесь он построил прибор, который получил название спектрогелиограф. Принцип работы прибора заключается в следующем: если последовательно наводить телескоп, оснащенный спектроскопом, на разные участки поверхности Солнца, можно построить изображение Солнца в свете какой-нибудь одной выбранной линии. Изображение фотографируется.
Впервые человек увидел Солнце не в белом свете, а в узком диапазоне одной спектральной линии (монохроматическом свете)! Оказалось, что вид солнечного диска в свете одной линии (например, линии водорода Н-альфа) существенно отличается: незаметные в белом свете детали становятся чрезвычайно контрастными и выпуклыми… Хэйлу удалось получить более трех тысяч фотографий Солнца (спектрогелиограмм) с помощью его спектрогелиографа.
Хэйл обнаружил, что контуры многих линий сильно меняются, если телескоп направлен не на яркую фотосферу Солнца, а на солнечные пятна. Но разрешающая сила его прибора была невелика, и Хэйл задумал построить специальную обсерваторию для солнечных исследований и оснастить ее более совершенной техникой.
Зимой 1903 года Хэйл принял решение о строительстве обсерватории в Южной Калифорнии. Недавно созданный в Вашингтоне Фонд Карнеги пошел навстречу астрофизику, выделив финансирование для его проекта. В течение двух лет – в 1904 и 1905 годах – на гору Маунт-Вилсон был поднят горизонтальный солнечный телескоп (построенный, кстати, на пожертвования некоей мисс Элен Сноу). Так уж вышло, что дерзкие проекты Джорджа Хэйла практически всегда находили спонсоров. Но нет сомнений, что это были не просто поразительное везение и случайная удача (всем бы так!), а результат целенаправленных усилий самого мистера Хэйла, который был не только талантливым ученым, но и великолепным менеджером.
Тяжелое оборудование возили в гору на мулах. Наконец, на юго-восточном склоне 1700-метровой горы телескоп, оснащенный спектрографом, был установлен и введен в строй. Хэйл начал наблюдать и вскоре сделал два выдающихся открытия.
Во-первых, исследуя фраунгоферовы линии солнечных пятен, ученый предположил, что в темных пятнах температура меньше, чем в окружающей их сияющей фотосфере. Чтобы проверить это, Хэйл создал специальную лабораторию, где проводилось экспериментальное изучение влияния температуры на интенсивность спектральных линий. Был открыт ряд закономерностей, которые не оставляли сомнений: пятна, безусловно, «холоднее» окружающего фона!
Во-вторых, Хэйл заметил, что при наблюдениях со спектрогелиографом в свете линии водорода Н-альфа видна окружающая крупные солнечные пятна вихревая структура, которая простирается далеко от них. Эта структура незаметна при наблюдениях в белом свете. Хэйл сообразил, что наблюдаемая картина напоминает вид металлических опилок, помещенных в магнитное поле. Он предположил, что пятна являются местами, где на Солнце находятся сильные магнитные поля. Астрофизик решил проверить, нет ли в пятнах зеемановского расщепления спектральных линий.
Хэйлу пришлось подождать, пока на Солнце появится крупное пятно. К тому времени у ученого был в распоряжении новый замечательный прибор – в 1907 году на обсерватории Маунт-Вилсон под его руководством был сооружен 18-метровый башенный солнечный телескоп с большим спектрографом. Спектрограф давал хорошее спектральное разрешение: масштаб изображения спектра был достаточно велик, чтобы можно было детально исследовать форму контуров спектральных линий – линии были «растянуты» вдоль спектра. Специальная поляризационная оптика, установленная перед щелью спектрографа, позволяла определить, поляризован ли свет в спектральных линиях, и если да, то в каком направлении.
25 июня 1908 года Джордж Хэйл нашел экспериментальное подтверждение своей гипотезе. Спектральные линии, наблюдавшиеся в свете крупного солнечного пятна, расщепились, как и предсказывал эффект Зеемана, и оказались поляризованными – в точности так, как это и должно было случиться при наличии сильного магнитного поля в солнечном пятне!
Открытие было сделано. Пятна оказались местами, где на Солнце развивались мощные магнитные поля. Но для подробных исследований возможностей башенного телескопа, дававшего 17-сантиметровое изображение диска Солнца, не хватало. Блестящие способности организатора, присущие Хэйлу, проявились в очередной раз: Фонд Карнеги снова выделил средства!
В 1912 году на горе Маунт-Вилсон был введен в строй фантастический по тем временам инструмент: 45-метровый башенный солнечный телескоп. В комплект этого гигантского инструмента был введен новый большой спектрограф с фокусным расстоянием 22,5 м (предыдущий спектрограф имел 5,5-метровый фокус). Новая техника позволяла различать подробности формы контуров спектральных линий, совершенно недоступные в прошлом! Хэйлу удалось выполнить впечатляющий цикл исследований солнечного магнетизма, установить ряд важных закономерностей, накопить большую статистику.
Как писали австралийские гелиофизики Р. Брэй и Р. Лоухед, период с 1905 про 1930 год в солнечной физике можно назвать эрой Маунт-Вилсон: именно здесь был сделан настоящий прорыв в понимании того, что же такое Солнце и каковы физические условия на нашем светиле.
Рис. 13. Солнечные пятна – области сильных магнитных полей
Итак, вторая половина XIX – начало XX века обеспечили гигантский скачок в процессе накопления наших знаний о Солнце и прежде всего – на основе спектрального анализа. Как уже отмечалось выше, оказалось, что спектры Солнца несут в себе огромный объем информации о нашем светиле. Распределение энергии в спектре, равно как и прямые измерения интенсивности приходящих от Солнца лучей, дали возможность определить температуру фотосферы. Стало очевидно, что этот слой может быть только газообразным. Исследование фраунгоферовых линий в спектре светила позволило определить не только химический состав излучающего фотосферного газа, но и лучевые (вдоль луча зрения) скорости излучающего газа в той области, на которую наведена щель спектрографа. Анализ формы контура спектральных линий, обнаружение эффекта расщепления позволили сделать вывод о присутствии на Солнце мощных магнитных полей внутри солнечных пятен.
