Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Выше хромосферы находится собственно корона, нагре­тая примерно до миллиона градусов, но еще более разрежен­ная. Нагрев вещества от 15 тыс. до 1 млн К происходит в узкой зоне над хромосферой; толщина этой зоны порядка 5 тыс. км. Внешние области короны удалены от поверхности Солнца на расстояние, равное нескольким его радиусам, а самые внешние части короны, доступные только приборам и состоящие из об­лаков ионизованного газа, могут простираться на расстояние до 30-40 радиусов Солнца.

Высокая температура короны — большая загадка. Ведь, каза­лось бы, поверхность Солнца является единым источником энер­гии для газа, лежащего выше нее, а тепло не может передаваться от холодного вещества к горячему. Поскольку в справедливости второго начала термодинамики может усомниться только сумас­шедший, ученым пришлось «изобретать» нетепловые механиз­мы нагрева короны. Так, пресс-служба NASA распространила в 1997 году сообщение, в котором говорится, что, по данным, полу­ченным от автоматической солнечной обсерватории SOHO, роль проводника тепла берет на себя магнитное поле Солнца. Время от времени в магнитных петлях, возвышающихся над фотосфе­рой, происходят «короткие замыкания», и в корональной плаз­ме начинают течь сильные токи, которые и нагревает корону до миллиона кельвинов. Однако природа процесса, порождающего магнитные петли, все еще неясна. Еще одним процессом, ответ­ственным за высокую температуру короны, могут являться аку­стические волны, порожденные подфотосферной турбулентной конвекцией. При распространении вверх, в область с меньшей

163

— Часть III —

плотностью, их амплитуда резко растет, и они превращаются в ударные волны, которые и «разогревают» хромосферу и ко­рону.

Интереснейшее поле для исследований появилось в связи с открытием собственных колебаний поверхности Солнца, и тут же было окрещено гелиосейсмологией. Взрывы, то и дело проис­ходящие на Солнце, заставляют его поверхность вибрировать с определенной частотой, определяемой физическими параметра­ми, присущими только Солнцу. В последние годы стало возможно исследовать собственные колебания и других звезд. Любопытнее всего оказалась связь периода собственных колебаний звезды с ее возрастом. Так, например, компонент А системы Альфы Центавра, очень похожий на Солнце, еще полвека назад считал­ся молодой звездой, затем его «состарили» до 5-6 млрд лет, а в 2000 году появилась работа Д. Гуэнтера и П. Демарка, в которой наряду с последними новшествами моделирования звездных недр учитывался также период колебаний звезды, — и звезда «постарела» еще минимум на миллиард лет...

Отдельная тема — солнечные нейтрино. Эта частица, вынуж­денно введенная в 1930 году Вольфгангом Паули для выполне­ния законов сохранения энергии и импульса при бета-распаде, обладает поразительным свойством проникать сквозь громад­ные толщи вещества, никак не взаимодействуя с ним. Многим известен такой пример: пучок нейтрино с энергией в миллион электронвольт пройдет без заметного ослабления сквозь свин­цовую плшу, толщина которой превышает расстояние от Солнца до ближайших звезд. Поскольку при протон-протонной реакции на одно образовавшееся ядро гелия приходятся два нейтрино, полное количество нейтрино, покидающих Солнце, чудовищно громадно. У нас на Земле через каждый квадратный сантиметр поверхности ежесекундно проходит около 60 млрд только сол­нечных нейтрино, не доставляя нам никаких неудобств. Что не реагирует, то и не разрушает, так что мы с вами можем жить спокойно: если что-то и сократит наши дни, то только не ней­трино.

164

— Мир звезд —

Существуют три вида нейтрино: электронные, мюонные и тау- лептонные (таонные). И все они «не горят желанием» взаимо­действовать с веществом. Как в таком случае изучать их? Чисто теоретически? «Нет ничего практичнее хорошей теории», — это мы знаем. Но теория может подтолкнуть практику, однако сама без практики мертва. Где эксперименты и наблюдения?

«Не поймаешь нейтрино за бороду и не посадишь в про­бирку», — пел Владимир Высоцкий и на тот момент времени был прав: «пробирки» еще не существовало. Однако еще в 1946 году замечательный советский физик Б.М. Понтекорво, много занимавшийся нейтрино, предложил эксперимент по их регистрации. Идея Понтекорво была позднее реализована в США в виде 4СЮ-тысячелитрового резервуара с перхлорэти- леном, довольно дешевым веществом, использующимся как моющая жидкость. Для защиты от космических лучей резер­вуар был расположен на полуторакилометровой глубине под землей. Суть идеи заключалась в том, что нейтрино с очень ма­лой, но все же не нулевой вероятностью может вступать в ре­акцию, известную как «обратный бета-распад», с хлором-37, в результате чего образуется радиоактивный аргон-37. Оценить количество последнего, пусть даже имеющегося в резервуаре в количестве нескольких десятков ядер, вполне возможно, а зная вероятность реакции, нетрудно вычислить полный поток солнечных нейтрино.