18 апреля 2023 года исполнилось 10 000 дней с момента запуска солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO), миссия которой изначально была рассчитана на 2 года. Однако до сих пор профессиональные астрономы и любители науки могут наблюдать Солнце «онлайн» — получать данные и высококачественные снимки с ПЗС-камеры обсерватории, спроектированной и запущенной в точку Лагранжа, на расстояние свыше миллиона километров от Земли, более 27 лет назад.
Веб-сайт обсерватории 18 апреля 2023 года, такой же, как и в 1995 году, за исключением того, что теперь накоплен огромный архив научных данных, а также таймлапсов, построенных на основе изображений с SOHO.
Сегодня мы поговорим о том, как такое вообще возможно? Зачем нам нужно изучать Солнце, как оно влияет на нашу жизнь, и может ли вспышка на Солнце уничтожить привычную нам жизнь на Земле. А также о том, почему до сих пор не учтены риски повторной вспышки 1859 года, которая вывела из строя даже телеграфную связь, а сейчас может вывести из строя всю более чувствительную к электромагнитным импульсам электронику (компьютеры, мобильные телефоны, серверы и в целом всё, что имеет в своём строении электрическую цепь, в которой могут индуцироваться токи), которые не защищены и не могут быть защищены должным образом?
Но для начала немного о Солнце…
Солнце является звездой, ничем не отличающейся от других звезд на ночном небе, за исключением того, что оно гораздо ближе к нам. Среди звезд по массе и яркости оно занимает среднее положение, хотя ближайшие к нам звезды намного меньше и темнее Солнца. Как и все звезды Солнце представляет собой раскаленный газовый шар, 76% его массы составляет водород, а большая часть оставшейся массы – гелий (водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, в результате чего излучается энергия). Оно представляет собой карликовую желтую звезду спектрального класса G2V, с поверхностной температурой, близкой к 5700 К. Солнце в 750 раз массивнее всех тел Солнечной системы вместе взятых. Землю оно преобладает по массе в 330 000 раз, по объему – в 1306000 раз, а по диаметру – в 109 раз, то есть диаметр Солнца составляет 1390600 км. Плотность солнечного вещества близка к 1,4 г/см3, что почти в четыре раза меньше средней густоты Земли. Но в ядре Солнца, где температура достигает 15 млн К, и давление составляет сотни миллиардов атмосфер, плотность газа в 20 раз больше плотности железа, поэтому 1 см3 газа в этих условиях будет весить несколько десятков граммов.
Сравнительный размер Земли, Солнца и протуберанца (выброса солнечного вещества в область короны, или коронального выброса массы).
За время своего существования (около 4,5 млрд лет) Солнце исчерпало почти половину всех запасов водорода. Солнцу еще осталось существовать около 6 миллиардов лет. После того, как водород в ядре выгорит, Солнце станет красным гигантом и увеличит свою яркость в 1000 раз. Оно начнет излучать большое количество энергии, что приведет к временному уменьшению размеров. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной в той форме, в которой мы знаем его сейчас. Затем Солнце снова начнет расширяться и в конце концов его поверхность достигнет орбиты Земли. В результате наша звезда закончит жизнь белым карликом, порадовав неизвестных астрономов будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться достаточно причудливой из-за влияния на нее планет.
Планетарная туманность NGC 6543 или «Кошачий глаз». Примерно такая же туманность может образоваться в ходе солнечной эволюции спустя 5+ млрд лет, когда Солнце превратиться в «гиганта» и его поверхность достигнет орбиты Земли, а затем сбросит внешние слои в окружающее пространство, преобразовавшись в карликовую звезду, которая будет постепенно тускнеть и медленно угасать.
Как уже упоминалось — Солнце подобно другим звездам и ничем не отличается от них. Однако, в последние годы появляется все больше улик в пользу некоторой необычности нашего светила. В частности, Солнце меньше излучает ультрафиолет, чем другие звезды того же типа. Оно имеет большую массу по сравнению с подобными звездами. Кроме того, эти подобные звезды переменны, то есть эти звезды изменяют свой блеск. Солнце также меняет свой блеск, но с очень малой амплитудой. Если бы мы смотрели на Солнце с расстояния в 10 пс (парсек — eдиница длины, равная расстоянию, с которого средний радиус земной орбиты виден под углом одной секунды дуги, применяется для измерений межзвездных и межгалактических расстояний; один парсек равен 31 триллиону километров, или 206 265 астрономических единиц, или 3,259 светового года), то мы не заметили бы изменения его блеска, поскольку даже с Земли обнаружить это изменение было очень сложно. Впрочем, некоторая уникальность Солнца – не повод для гордости, а повод для более подробных исследований.
Мощность излучения Солнца 3,8×1020 МВт. На Землю попадает лишь около 1/22 миллиардной части всей энергии Солнца. Несмотря на это, она колоссальна. Если её оценить в денежном эквиваленте, приняв цену в 2 цента за киловатт-час, то окажется, что ежесекундно Земля получает от Солнца энергии на миллиард долларов. Можно сказать, что все эти деньги буквально бросаются на ветер, так как ветер является перемещением воздуха в результате неоднородности нагрева мест земной атмосферы и поверхности Земли. Но это не так, большая часть солнечной энергии утекает от нас вместе с потоками дождя и водой рек. Часть солнечной энергии используется растениями, а еще меньшая часть, совсем небольшая – нами в виде топлива (торфа, каменного угля, дров). Также солнечную энергию человек использует путем применения кремниевых элементов, превращающих его в электрический ток. Излучает же солнце свою энергию во всех длинах волн. Но не равномерно, 48% этой энергии излучается в видимой части спектра, при этом максимум соответствует желто-зеленому цвету. Около 45% энергии составляют инфракрасные лучи. А на рентгеновское, ультрафиолетовое, радио и гамма-излучение приходится всего 8%. Однако излучение Солнца настолько велико, что оно достаточно хорошо ощутимо и на расстояниях в сотни тысяч солнечных радиусов. От вредного воздействия излучения Солнца нас ограждает магнитосфера и атмосфера Земли. В результате того, что Солнце имеет очень большую мощность, оно является очень ярким. Так, Солнце в 465000 раз ярче Луны, в 10 000 раз – расплавленной платины, и в 10 раз – электрической лампы.
Строение Солнца и солнечная активность
Солнце является плазменным шаром. Другими словами, оно состоит из «смеси» заряженных частиц – ядер атомов водорода и гелия, а также электронов. Детальнее о химическом составе Солнца мы поговорим позже. Солнце так же, как и Земля, вращается вокруг своей оси, но не равномерно. Это обращение хорошо заметно при наблюдении смещения солнечных пятен, о которых также упомянем позже. Быстрее всего вращается середина, а края отстают. В результате этого точки экватора совершают один оборот за 25 суток, а точки, расположенные на широте 60° — за 30 суток. С космической точки зрения Солнце вращается довольно медленно, его линейная скорость на экваторе составляет всего 2 км/с, в то время как Юпитер и Сатурн совершают один оборот вокруг своей оси за 10 часов. Для них, равно как и для Солнца, причина такого зонального вращения неизвестна, но понятно, что твердая поверхность не могла бы так вращаться.
Внутреннее строение Солнца, а также пятна, образованного в солнечной фотосфере.
Движение частиц, из которых состоит Солнце, создает магнитное поле нашей звезды. Оно мощнее земного в 6 000 раз и поэтому в нём очень часто возникают возмущения. Именно в местах возмущений магнитного поля и возникают солнечные пятна, которые выглядят темнее своего окружения, в результате снижения температуры возмущением на 1000 К, а то и больше. А напряженность этого возмущенного поля достигает 8000 гаусов. Её определяют по расстоянию между темными линиями, содержащимися в спектрах пятна. Количество возмущений (а также пятен) магнитного поля меняется циклически, с периодом в 11,2 года. Этот период называется солнечным циклом. Солнечный цикл – цикл, в течение которого меняется активность магнитного поля Солнца – солнечная активность. При минимуме солнечной активности количество пятен невелико (возникает меньше магнитных возмущений, чем в дни максимума), а сами пятна располагаются как можно ближе к экватору. Отдельные пятна существуют несколько недель, но общее количество пятен и районы их возникновения изменяются с течением цикла. Эту картину распределения пятен можно графически представить в виде бабочек Маундера.
«Бабочки» Маундера — диаграмма, которая показывает изменение гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна на протяжении солнечного цикла. Впервые эта диаграмма была построена в 1922 г. Е. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята солнечная (гелиографическая) широта, а в качестве горизонтальной – время (в годах). Затем к каждой группе солнечных пятен, относящихся к определенной широте и карингтоновскому номеру (то есть номеру, который присваивается каждому обороту Солнца (отсчет был начат Р.К. Карингтоном 9 ноября 1853) строятся вертикальные линии, охватывающие 1° широты. Картина, получаемая в результате такого построения, напоминает крылья бабочки, в результате чего эта диаграмма и получила такое популярное название. Новые пятна возникают в больших северных и южных широтах. Через несколько лет количество появляющихся пятен достигает максимума. Причем большая их часть находится в пределах 20° к северу и к югу от экватора. Затем активность снижается до тех пор, пока цикл не повторится снова. Именно поэтому период максимума или минимума солнечной активности можно определить по количеству солнечных пятен. И для характеристики солнечной активности пользуются числом Вольфа – мерой интенсивности солнечных пятен на солнечном диске. Это число впервые было предложено Рудольфом Вольфом из Цюрихской обсерватории, поэтому оно и получило его имя. Формула для его определения проста: R = k (10g + f), где g – число групп солнечных пятен, f – общее количество пятен и k – весовой коэффициент, зависящий от инструмента, используемого для наблюдений. Для телескопов с апертурой (диаметром объектива) 100 мм величина k примерно равна единице. В конце отметим, что возмущение магнитного поля вызывает не только появление пятен, но и появление вспышек, протуберанцев и других проявлений солнечной активности, о которых речь пойдет ниже.
Что ж, вернемся к рассмотрению солнечного строения. «Сфера света» – фотосфера – так назвали видимую нами поверхность Солнца. Собственно говоря, этой поверхности совсем нет…, так как до нас доходят лучи Солнца из разной глубины. Из более глубоких слоёв свет приходит, конечно, более ослабленным, из-за неполной прозрачности внешних слоев, и начиная с некоторой глубины он не доходит до нас вовсе. Толщина слоя фотосферы составляет 300 км. Непрозрачность солнечных газов особенно сильна в более холодных внешних областях. Она обусловлена примесями отрицательных ионов водорода (это атомы водорода, к которым «присоединилось» по электрону). Поэтому солнечный край кажется резко очерченным.
Вид солнечного диска в телескоп с установленным на объектив фильтром.
Края Солнца выглядят темнее, чем его центр. Это обусловлено тем, что фотосфера мало-прозрачна и на краях свет приходит от менее глубоких слоев. Хотя земная атмосфера в миллион раз гуще, чем газ фотосферы, практически мы уже не видим тех слоев, которые лежат глубже 100 км.
Температура «поверхности» Солнца или фотосферы — понятие условное. Чем глубже слой – тем выше его температура. Температура фотосферы – это несколько среднее с температурой его внешних слоев. Ее можно определить многими путями, например, по распределению энергии в непрерывном спектре, характеризующем излучение фотосферы. Она находится в пределах, как отмечалось выше, около 5700 К.
Фотосфера Солнца неоднородна. Во внутренних слоях, граничащих с фотосферой, раскаленный газ поднимается к поверхности и остывая опускается снова до зоны излучения. В результате на поверхности Солнца пузыри горячего газа образуют зернистую структуру, которая называется грануляцией. Каждая гранула имеет в диаметре сотни километров. Грануляция имеет вид ячеек (гранул), быстро меняющих свой вид. Она является примером конвекции, благодаря которой фотосфера сохраняет свою температуру неизменной. Средняя продолжительность жизни гранулы – 2-3 минуты.
Гранулы и пятна на Солнце, фотосфера.
Небольшие яркие образования, называемые факелами, часто наблюдаются на Солнце. Они представляют собой облаковидные массы газа, температура которых на 100 градусов выше своего окружения, особенно хорошо видны на лимбе (крае солнечного диска). В верхних слоях факел может быть горячее фотосферы на 2000°. Чаще всего они наблюдаются вокруг солнечных пятен, которые являются также характерными для фотосферы проявлениями. Как отмечалось выше, они представляют собой образования, возникающие в местах, где магнитное поле Солнца особенно напряжено.
Понятие черноты солнечных пятен относительно и темными они кажутся вследствие контраста на фоне фотосферы. Поэтому наблюдать Солнце и солнечные пятна в бинокль, подзорную трубу или телескоп без специальных солнечных фильтров нельзя!!! Вы испортите зрение. Астрономы по этому поводу иногда чёрно шутят: «на Солнце в телескоп без фильтра можно посмотреть всего два раза: один раз левым глазом, другой раз правым».
Детальный снимок грануляции и пятна с солнечного телескопа Gregor, обсерватории Teide, Tenerife.
Добавим, что пятна появляются обычно группами, в которых проходят непрерывные изменения: появляются новые пятна, меняется форма старых, а чаще пятна дробятся и исчезают. Время жизни пятен зависит от их размеров и района возникновения, также от солнечной активности. Иногда они существуют несколько дней, иногда несколько месяцев.
Пятно состоит обычно из ядра, или «тени», и более светлой части, которая окружает ее — «полутени». Центр пятна обычно лежит ниже окружающей фотосферы, но «не намного» — всего на несколько сотен километров, тогда как по площади пятна могут быть больше Европы или даже земного шара.
Кто не знает, то всяческий магнит имеет два полюса – северный и южный. Так и пятна, поскольку они являются проявлениями возмущений магнитного поля, имеют разную полярность. Поэтому солнечные пятна всегда возникают парами, и тогда магнетизм одного пятна северный, второго – южный. Кроме того, во всех парах пятен одного полушария Солнца первое пятно (в направлении вращения Солнца) имеет лишь один и тот же магнетизм – южный, в то время как в другом полушарии Солнца магнетизм каждого первого пятна противоположный, то есть северный. С периодичностью в 11,2 лет, полярность пятен сменяется противоположной. То есть полный солнечный цикл будет длиться не 11,2 лет, а 22,4 – цикл «Хейла».
Силовые линии магнитного поля за счет того, что Солнце вращается слоями неоднородно, с каждым оборотом закручиваются, вместе с веществом, в результате чего и наблюдаются группы пятен. По окончанию цикла силовые линии «разрываются» и пятна исчезают до тех пор, пока цикл не повторится вновь.
Под фотосферой расположена конвекционная зона, в которой энергия за счет конвекции переносится от центра к более высоким слоям, в частности к фотосфере. От центра Солнца к конвекционной зоне энергия переносится излучением. Однако каждый фотон тратит миллионы лет для того, чтобы пройти эту зону: свет многократно поглощается веществом и излучается снова.
Перенос энергии из внутренних слоёв во внешние в результате процесса излучения и конвекции, элементы структуры хромосферы.
Источник энергии Солнца находится в его центральном ядре. Здесь температура достигает 15 млн К, а газ – в 20 раз плотнее железа. Ядра водорода – единичные протоны, сталкиваются между собой и объединяются в ядра гелия. Каждую секунду, при генерации энергии Солнца расходуется 4 млн тонн водорода. Эта энергия излучается из ядра наружу, как отмечалось выше. Потоки раскаленного газа, называемые спикулами, выбрасываются в виде языков пламени высотой в тысячи километров.
Спикулы видны в виде вытянутых нитей плазмы.
При полном солнечном затмении мы можем увидеть солнечную атмосферу, поскольку она по сравнению с поверхностью Солнца является прозрачной и темной. Стоит лишь небольшому кусочку фотосферы выйти из-за Луны, как атмосфера снова исчезает в лучах Солнца. К тому же полные солнечные затмения происходят очень редко и полная фаза длится несколько минут. Таким образом, с момента, когда наука впервые заинтересовалась атмосферой Солнца, мы могли наблюдать ее только около двух часов.
Атмосфера Солнца состоит из двух слоев, в частности – наружной оболочки, простирающейся на пять радиусов от Солнца и получившей название солнечной короны. Температура разреженного газа короны достигает миллиона градусов. Между фотосферой и короной находится второй слой атмосферы – хромосфера, которая наблюдается в виде слоя зарождающихся в фотосфере красных ослепительных вспышек. Что ж рассмотрим каждый слой атмосферы Солнца подробно.
Хромосфера, наблюдаемая во время полного солнечного затмения, отчетливо видны такие хромосферные образования, как протуберанцы (нити, выбросы солнечного вещества, за пределы лимба, края солнечного диска).
Хромосфера, как уже отмечалось выше – слой, который находится между фотосферой и короной. Температура хромосферы составляет 5000°, но ее плотность намного меньше плотности фотосферы. Спектр хромосферы состоит из ярких линий на темном фоне. Нижние ее части содержат все газы, которые своим поглощением образуют темные линии в спектре фотосферы. Спектр нижних слоев хромосферы можно видеть не долго, 2-3 секунды, потому и назван он был «спектром вспышки». Линии разных химических элементов, составляющих хромосферу, наблюдаются до разной высоты. Выше всего наблюдается линия ионизированного кальция – до 14 000 км, хотя он и тяжелее водорода.
Во время полных солнечных затмений даже невооруженным глазом в хромосфере можно увидеть гигантские фонтаны раскаленного газа – протуберанцы. Впервые в истории такое образование было замечено в Древней Руси во время полного солнечного затмения 1185 года, но физическая природа протуберанцев была выяснена только после того, как прошло много веков. Эти выбросы газов проходят со скоростями, достигающими сотни километров в секунду, но все же этих скоростей не хватает для отрыва протуберанцев от Солнца. Для того, чтобы покинуть Солнце, им необходимо иметь скорость не меньшую чем 617 км/с. В результате недостаточной скорости, которую имеют газы протуберанцев, самые большие из них могут подниматься на высоты до 900 000 км и более (в 1946 году возник протуберанец высотой 1 800 000 км), а затем теряя скорость, они опускаются снова на солнечную поверхность.
Хромосфера, солнечная вспышка, пятна и факелы на Солнце, нитевидный выброс солнечного вещества или протуберанец, спикулы.
Кроме таких протуберанцев, которые называют изверженными или эруптивными (они также есть проявлениями солнечной активности), на Солнце существуют ещё и спокойные протуберанцы. Они выглядят огромными облаками, плавающими над хромосферой и соединяющимися с ней отростками. Они излучают линии водорода, ионизированного кальция и гелия. Длина их иногда достигает 600 000 км, что в 50 раз больше диаметра Земли.
Количество протуберанцев на Солнце изменяется с изменением площади, занимаемой солнечными пятнами. Кроме того, эруптивные протуберанцы зарождаются вблизи пятен, в то время как спокойные могут встречаться в любых местах солнечной хромосферы. Именно поэтому солнечные протуберанцы и относятся к одному из проявлений солнечной активности. Они имеют температуру такую же, как и хромосфера – около 10 000°. Сейчас солнечные протуберанцы исследуют не только во время полных солнечных затмений, но и в красной линии водорода – Нα, поскольку именно в этой линии они излучают наибольшее количество своей энергии, благодаря чему они и видны.
Во время полного солнечного затмения вы можете наблюдать прекрасную солнечную корону, в то время как при кольцевом затмении Луна закрывает только центр Солнца, поэтому на небе можно увидеть «огненное кольцо». Во время гибридного затмения, тип затмения на своем пути меняется с кольцевого на полное и наоборот.
Солнечная корона – наружный слой атмосферы Солнца. Как уже отмечалось выше, её температура достигает миллиона градусов, но это кинетическая температура, а не температура излучения. Какая между ними разница? Кинетическая температура – это кинетическая энергия всех частиц газа. Поскольку скорость частиц газа в хромосфере и фотосфере высока, то и их кинетическая температура будет высока. Если же замерить температуру внутренней солнечной короны термометром, то она окажется меньше 1000 К, поскольку частицы разреженного газа короны налетали бы редко на термометр и он не успевал бы нагреваться. Таким образом, поскольку фотосфера достаточно густая, то в ней кинетическая температура и температура излучения совпадают, а в солнечной короне и хромосфере нет. Поэтому кинетическая температура солнечной хромосферы будет близка к 10 000 К, а температура излучения – до 5000 К (разница составляет около 5000 К, в то время как разница кинетической температуры и температуры излучения короны составляет около 1000 000 К – на столько мала плотность газов короны (если бы газы короны имели плотность такую же, как воздух, то толщина слоя короны вокруг Солнца оказалась бы 5 см, а не 5 млн км), что и вызывает эту разницу).
Фаза солнечного затмения «бриллиантовое кольцо», когда Луна всё еще не полностью закрывает фотосферу.
Но вернемся к рассмотрению солнечной короны. Только во время полных солнечных затмений её можно увидеть, так как яркость солнечного диска очень высока. Она имеет вид сияния, которое простирается вокруг Солнца. Внутренняя часть короны более яркая и потому дает непрерывный спектр, на который наложены яркие линии – ни одну из которых никто не видел на Земле. Наружная часть короны видна в виде лучей, достигающих длины в 1 400 000 км. Общий свет короны, примерно вдвое меньше света полной Луны.
Изменение формы солнечной короны в течении цикла солнечной активности.
Форма короны при разных затемнениях разная. Еще в 1908 году пулковский астроном Ганский подметил, что её форма зависит от фазы солнечной активности. Когда пятен и протуберанцев много, корона выглядит «растерзанной». Когда же на Солнце пятен мало или они совсем отсутствуют, корона имеет вид крыльев.
Составом короны интересовались издавна. Есть несколько предположений. Первое – корона образована из метеоритной пыли, притягивающейся Солнцем. Второе – она состоит из вещества, выбрасываемого Солнцем в результате различных проявлений солнечной активности. Наружная часть короны дает непрерывный спектр, являющийся копией спектра Солнца. Предполагают, что внешняя корона состоит из электронов, а дальше от Солнца – из твердых частиц метеоритной пыли, рассеивающей солнечный свет. Несколько десятилетий назад с помощью радионаблюдений было обнаружено, что наружная часть короны окружена еще одной короной, радиоизлучение которой очень слабое и простирающейся еще на 100 солнечных радиусов, что составляет около половины расстояния до Земли!
Наблюдение солнечной короны и хромосферы
Как отмечалось выше, наблюдать солнечную атмосферу можно только при полном затемнении. Но такое событие достаточно редко, и для того, чтобы хорошо исследовать его (атмосферу Солнца), часа за столетие не хватит. Поэтому астрономы прошлых веков начали искать решение этой проблемы и нашли!
26 октября 1868 года на заседании Парижской Академии наук было сделано заявление о изобретении Локьером (20 октября) прибора, который позволял бы наблюдать солнечные протуберанцы без затемнения. Не успели присутствующие отойти от удивления, как было зачитано письмо, в котором сообщалось, что французский ученый Жюль Жансен ещё 19 августа изобрел подобный прибор, но письмо только что пришло в Париж из Индии, в которой он тогда находился.
Жансен уехал в Индию на наблюдение полного солнечного затмения (18 августа 1868 г.). Наведя свой спектроскоп на протуберанцы, ставшие видимыми, как только Луна полностью закрыла Солнце, Жансен заметил, что спектр протуберанцев состоит из ярких линий. И в его мозгу вспыхнула мысль, что их можно наблюдать и без затмения.
Идея Жансена и Локьера заключалась в увеличении контраста между протуберанцами и небом вблизи солнечного края за счет отличия их спектров. Напомним, что в обычное время увидеть их мешает яркий фон неба, освещенного Солнцем. Для проведения таких наблюдений необходимо было установить щель спектроскопа (прибора для просмотра спектра) так, чтобы в неё полностью попадало изображение протуберанца. Тогда свет протуберанца распределится по нескольким его ярким цветным изображениям, в соответствии с длинами излучаемых им волн. Свет неба, также попадающий в щель спектроскопа, распределится по всему непрерывному спектру, ибо свет неба является рассеянным светом Солнца и его спектром. То есть свет неба – спектр Солнца. В результате яркость цветных изображений протуберанца на фоне непрерывного спектра повысится, контраст будет сильнее, чем при обычных наблюдениях и протуберанцы можно будет наблюдать.
В память о потрясающем совпадении Парижская Академия наук выпустила медаль с портретами Жансена и Локьера на одной стороне. На второй был изображен бог Солнца Аполлон в колеснице и надпись: «Анализ солнечных протуберанцев 18 августа 1868 года».
Сразу же после этого потрясающего открытия перед астрономами того периода встала еще более грандиозная задача – увидеть протуберанцы непосредственно и сразу вокруг всего Солнца, а не в спектроскоп, обводя щель шаг за шагом солнечный диск, да и кроме того – увидеть солнечную корону.
Воплощение этой цели наступило только 60 лет спустя, а произошло оно на вершине «Полуденный пик» (Пик дю — Миди) во Французских Альпах (высота вершины 2800 м). Но вернемся на время назад. После многих попыток и неудач ученых всех стран, неизвестный ранее немецкий любитель астрономии Блюнк в 1930 году, казалось, решил эту задачу. Он рассчитывал сфотографировать корону через стекло, которое пропускает только инфракрасные лучи, надеясь, что у них контраст между светом короны и светом неба больше, чем в видимых лучах. Ему удалось сделать снимок, но снимок не короны, а ореола, создаваемого пылинками нашей атмосферы вокруг Солнца и который он поначалу ошибочно принял за солнечную корону. Труд его оказался тщетным. И от отравления ядовитыми парами веществ, с которыми он работал при этом опыте, он тяжело заболел.
После неудачи Блюнка успех казался невозможным, но в 1930 году француз Лио сделал описание опытов (проведенных на вершине «Полуденный пик»), с построенным им коронографом. С помощью него на вершинах гор, где небо гораздо темнее и чище, чем внизу, можно ежедневно наблюдать протуберанцы и яркие линии солнечной короны, хотя ее саму непосредственно и не видно. Что представляет собой коронограф Лио?
Лио решил, что контраст между фоном неба и протуберанцами, а также короной будет выше, если уменьшить рассеяние света в телескопе. Воздействие рассеяния можно ослабить только поднявшись в горы, но этого оказалось недостаточно. Тогда, чтобы еще сильнее уменьшить рассеяние света в телескопе, Лио сделал объектив из чистейшего стекла, а в фокусе телескопа установил черный кружок, который закрывал изображение Солнца и тем самым имитировал искусственное затмение. Таким образом, Лио прямо в окуляр своего коронографа мог видеть солнечные протуберанцы и корону. Внезатменные коронографы Лио успешно используются и по сей день.
Наблюдение невидимого
Мы видим Солнце и все подробности его поверхности в совокупности лучей разных длин волн. Поверхность Солнца испускает непрерывный спектр. А более холодные слои и имеющие меньшую плотность образуют темные линии в этом спектре (линии поглощения), носящие имя немецкого ученого Йозефа фон Фраунгофера, который первым изучил их.
Отметим, что фраунгоферовые линии не абсолютно темные, в них также есть мизерная часть излучения. Если бы наш глаз потерял чувствительность ко всем волнам, кроме одной, например, линии водорода, то мы бы увидели Солнце совсем другим. В тех местах, где над Солнце много холодного водорода поглощение света в нашей длине волны оказалось бы особенно сильным. Там мы бы видели темное пятно, а на месте, где водород более горячий – светлое пятно. Таким образом, наблюдая Солнце в линии водорода можно сразу увидеть распределение над поверхностью горячих и холодных водородных масс.
Именно такую возможность видеть Солнце «в свете длины волны водородной линии» дает нам спектроглиоскоп, который был изобретен Хейлом в США в 1930 году. Спектрогелиоскоп можно представить себе как спектроскоп, в котором весь спектр закрыт ширмой со щелью, через которую проходит только одна линия. За этой щелью находится окуляр, в который наблюдает наблюдатель. С помощью устройства несколько другой конструкции можно получать фотографии изображения Солнца в отдельной линии. Такие фотографии называются спектрогелиограммами, а прибор, с помощью которого их получают, называется спектрогелиографом. Отличие конструкции спектрогелиографа от спектроглиоскопа состоит в том, что вместо окуляра ставится фотопластинка.
На спектрогелиограммах отчетливо проявляется невидимая в обычном телескопе структура водородных масс в области пятен. Кроме того, пятна, как правило, бывают окружены яркими облаками горячего водорода и кальция (флокулами). Флокулы – это верхние части областей, занятых факелами. Изучение спектрогелиограмм показало, что пятна имеют сложную циркуляцию газов. В нижней части пятна газ двигается от центра к периферии, а в верхней – наоборот. Скорость этого движения достигает 10 км/с. Однако пятна – спокойные образования, в которых конвекция не происходит за счет усиленного магнитного поля, именно благодаря этому они более холодные и темные, как отмечалось выше. Вокруг же пятна, в области флокул, магнитное поле слабо и усиливает конвекцию ионизированного газа, называемого плазмой.
Солнечные газы охвачены непрерывной и мощной циркуляцией, причина которой до сих пор до конца не выяснена.
Химический состав Солнца
Спектр нижних частей хромосферы, наблюдаемый в течение одной-двух секунд во время полных солнечных затмений, и темные фраунгоферовые линии в обычном спектре Солнца, позволяют определить химический состав солнечной атмосферы. Поскольку внутренних слоев Солнца мы не видим, их химический состав по спектру узнать нельзя – это необходимо хорошо помнить.
Как отмечалось выше, Солнце состоит на 76% из водорода, около 20% гелия, а остальные 3% составляют еще 65 химических элементов. Таким образом, Солнце состоит из 67 химических элементов. Но нельзя утверждать, что другие химические элементы, линии которых не были отмечены в спектре Солнца, на Солнце отсутствуют. Поскольку они могут присутствовать в более глубоких слоях Солнца, или в таком скудном количестве, что по спектру обнаружить их наличие невозможно.
В ходе исследований было установлено, что солнечная атмосфера содержит преимущественно: водород, гелий, кислород, магний, азот, кремний, углерод, железо, кальций и неон. История открытия этих химических элементов достаточно интересна, но наиболее интересным оказалось открытие гелия и кислорода.
В 1868 году астрономы обратили внимание на то, что в спектре протуберанцев присутствует яркая желтая линия, никогда и нигде до этого не наблюдавшаяся. Они решили, что оно принадлежит какому-то веществу, которого нет на Земле и которое есть только на Солнце. Предложили назвать это вещество гелий, от греческого слова гелиос, что означает Солнце. 25 лет считали, что Солнце имеет это «особое небесное вещество». В 1893 году при новом точном определении веса азота английский физик Релей заметил мизерное различие между весом азота, добытым из аммиака и воздуха. Но смириться с этим различием Релей не мог и стал искать причину. Чтобы скорее решить поставленную задачу, было решено пригласить для сотрудничества известного химика Рамзея, и тот заподозрил, что добытый из воздуха азот не чистый (к нему должен быть подмешан ещё какой-то газ, который тяжелее азота). Пытаясь решить эту сложную задачу, Рамзей упомянул описание Кавендиша одного из своих опытов. Кавендиш выполнил его еще в 1785 году, но на него тогда не обратили внимания. Опыт заключался в том, что посредством электрических разрядов Кавендиш соединял азот с кислородом, получая оксид азота. Как он ни пытался, он никак не мог в сосуде с ртутью, занявшей место азота, перешедшего в состояние оксидов, избавиться от маленького пузырька. Этот пузырь газа никак не хотел соединяться с кислородом. Кавендиш свой азот брал из воздуха, и потому Рамзей заподозрил, что Кавендиш столкнулся с тем же газом, что и он. После этого Рамзей решил повторить этот опыт в большом масштабе и исследовать газ, содержащийся в пузырьке. Оказалось, что газ пузыря – неизвестный до этого инертный газ, который в 1,5 раза тяжелее азота. Новый газ не желал соединяться ни с каким другим химическим веществом. За это его назвали «ленивым», или греческим, «аргоном». После своего открытия Релей и Рамзей успокоились, но не на долго. Уже в феврале 1895 года поступило сообщение об обнаружении путешественником Норденшельдом в новооткрытом минерале – клевеите, не соединявшегося газа с кислородом и возможно это был аргон. Тогда Рамзей решил убедиться в том, что это действительно аргон по спектру, но спектр оказался совсем не похожим на спектр аргона. Он выглядел яркой желтой линией. Некоторое время спустя Рамзей вспомнил, что такую же линию 25 лет назад астрономы обнаружили в спектре протуберанцев, и назвали открытый газ гелием. Практически в то же время гелий был открыт в Швеции физиком Лангле. Так открыли солнечное вещество – гелий – на Земле. Еще 40 лет спустя он был редкостью для ученых, но позже его обнаружили в составе нефтяных газов в Канаде, после чего он и нашел свое массовое применение: им наполняли дирижабли, воздушные шары и др., поскольку он был самым легким газом после водорода и при этом не был горюч.
Другой оказалась история открытия еще одного до сих пор неизвестного газа на Солнце, спектр которого состоял из ряда цветных линий в солнечной короне. Эти загадочные линии в спектре короны были обнаружены в 1869 году, поэтому неизвестный ранее газ и назвали «коронием». Короний оказался упрямее гелия: он не хотел себя выдавать на Земле. Не выдает он себя и сейчас. Кроме того, гелий был обнаружен в спектрах других звезд и туманностей, а короне присутствовало только в солнечной короне. В конце концов, после проведения многих исследований оказалось, что короний – совсем не новый газ, а знакомый всем кислород, просто он попал в такие физические условия, что изменил вид своего спектра. Аналогичный коронию элемент был замечен и в разреженных туманностях – его назвали небулием (вилла латинского слова «небула» – туманность). Он излучал зеленоватые полосы диапазона. Но физик Боуэн доказал в 1927 году, что небулий – обычный кислород, дважды ионизированный.
До сих пор в спектрах небесных светил не осталось ни одного «небесного вещества», все их линии принадлежат веществам, существующим на Земле. Мы потеряли в науке два химических «элемента» – небулий и короний, но вместо них приобрели знания о строении и поведении как атомов, так и грандиозных мировых тел…
Активные области, хромосферные вспышки, рентгеновское и радиоизлучение Солнца
На Солнце в так называемых активных областях происходит усиленное движение газов. В этих областях, как уже отмечалось выше, возникают не только пятна, но и факелы, флокулы, некоторые протуберанцы. Активные области излучают ультрафиолет, рентгеновские лучи и т.п. Все эти виды излучения стало возможным изучать только после начала космической эры, поскольку земная атмосфера поглощает их.
Рентгеновское изображение Солнца, полученное космическим аппаратом YOHKOH в мягких рентгеновских лучах (слева) и мягких рентгеновских лучах с жесткими рентгеновскими областями (справа).
Солнце в ультрафиолете впервые было сфотографировано с высотных ракет. Ультрафиолетовый спектр Солнца содержит наиболее ценную дополнительную информацию о состоянии и составе внешних слоёв Солнца. Ультрафиолетовые лучи – главный ионизатор земной атмосферы, главный творец её ионосферы.
Извержение «нити» (выброс нитевидной формы) во время солнечной вспышки, видимое в ультрафиолетовом диапазоне длин волн, иллюстрация показывает как области излучения, так и поглощения. Когда «нить» становится видимой на солнечном лимбе (крае) она называется протуберанцем. Нити извергаются вдоль силовых линий магнитного поля.
Для измерения рентгеновского излучения Солнца вместо спектрографа приходится пользоваться особыми счетчиками, покрытыми тонкой пленкой, поглощающей рентгеновские кванты различной энергии, в зависимости от состава и толщины пленки. С помощью исследований, проведенных с этим прибором, удалось выяснить, что рентгеновское излучение возникает во внутренней короне Солнца, на десятки тысяч километров выше солнечных флокул.
Посредством солнечных спектрогелиограм было обнаружено, что изредка на Солнце возникают кратковременные яркие вспышки особенно плотных и горячих газов; температура плазмы этих вспышек достигает иногда 100 000 000 К. Именно они, а не пятна, как считалось ранее, вызывают быстрые электромагнитные возмущения на Земле, которые наносят большой вред (выходит из строя радиоаппаратура, создаются помехи для радиосвязи). Улучшение предсказаний хромосферных вспышек очень важно для обеспечения безопасности космонавтов. При хромосферных вспышках возникают лучи, сходные по составу (90% протонов, 10% альфа-частиц (ядер гелия)) космическому излучению. Интенсивность космического излучения возрастает при этом в тысячи раз в течение нескольких часов. Особенно мощные вспышки возникают в среднем один раз в 4 — 5 лет в эпоху спада или подъема солнечной деятельности.
Вспышка на Солнце.
С 1957 года на Солнце пытались найти изотоп водорода, который может образоваться при наличии ядерных реакций, которые пройдут, как только произойдет солнечная вспышка. Солнечные вспышки выбрасывают частицы на огромные расстояния – до Земли и дальше. Эти частицы вместе с газом, который непрерывно выбрасывается в Солнечную систему и называются солнечным ветром. Вблизи полюсов Земли, частицы исходящего из Солнца потока попадают в воронки магнитного поля Земли, затем, сталкиваются с верхними слоями атмосферы и вызывают полярные сияния.
Полярное сияние с борта космического шаттла.
И вот в августе 1972 года произошла мощная вспышка, которая выбросила огромное количество солнечного вещества в виде солнечного ветра. Анализ солнечного ветра спутниками зарегистрировал в нем частицы гамма-излучения, которые могли возникнуть при образовании изотопа водорода – дейтерия. Анализ следующей вспышки выявил наличие в солнечном ветре еще одного изотопа – трития. Таким образом пребывание космонавтов на орбите во время солнечных вспышек очень опасно, поэтому необходимо научиться предусматривать вспышки с достаточной точностью.
Наблюдение полярного сияния из космоса в результате повышенной солнечной активности.
Многие исследователи во время второй мировой войны обнаружили радиоизлучение Солнца. Из радиоволн, излучаемых Солнцем, мы можем принимать волны длиной от 10 м до нескольких сантиметров. Метровые волны излучаются солнечной короной, а сантиметровые – хромосферой. Иногда радиоизлучение Солнца усиливается в сотни тысяч раз. Это явление называют «всплесками»; они сопровождают хромосферные вспышки. Объяснение «всплесков» сейчас находится в стадии дальнейшей разработки.
Солнечная и гелиосферная обсерватория (SOHO)
2 декабря 1995 года была запущена миссия SOHO, совместный проект американского и европейского космического агентств (NASA и ESA), стоимость которого превысила миллиард евро. Идея проекта заключалась в том, чтоб разместить космическую обсерваторию в точке Лагранжа L1, расположенной примерно в 1,5 млн километров от Земли, где гравитационные силы Солнца и Земли уравновешены. За счёт этого станция, масса которой пренебрежимо мала в сравнении, может оставаться относительно Солнца и Земли неподвижной, что позволяет наблюдать Солнце 24/7. Более того, расположение в космосе позволяет вести наблюдения в широком спектральном диапазоне, недоступном на Земле из-за поглощения атмосферой, а также проводить исследования наиболее сложного для наблюдения слоя — солнечной короны, простирающуюся от Солнца на множество солнечных радиусов и имеющего очень незначительную яркость.
Расположение точек Лагранжа в системе Земля-Солнце. Из пяти точек Лагранжа три являются нестабильными, а две — устойчивыми. Неустойчивые точки Лагранжа, обозначенные L1, L2 и L3, лежат вдоль линии, соединяющей две большие массы. Стабильные точки Лагранжа, обозначенные L4 и L5, образуют вершину двух равносторонних треугольников (там располагаются «троянские» астероиды), вершины которых имеют большие массы. L4 возглавляет орбиту Земли, а L5 следует за ней. Точка L1 системы Земля-Солнце обеспечивает непрерывный обзор Солнца и в настоящее время занята спутником солнечной и гелиосферной обсерватории SOHO. Увы, точки L1 и L2 нестабильны, что требует регулярного корректирования курса и их ориентации каждые 23 дня.
Основная миссия аппарата планировалась изначально всего лишь на 3 года. На космическом аппарате SOHO было установлено три гироскопа. Они были предназначены для обеспечения стабильности и точной ориентации аппарата в космическом пространстве. Даты выхода из строя гироскопов SOHO не указаны. Публично доступные источники не предоставляют подробностей о точных датах отказов каждого из гироскопов на SOHO, однако известно, что гироскопы на космическом аппарате SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) вышли из строя в декабре 1998 года, то есть после её запланированного окончания. Однако миссия оказалась настолько удачной, а станция столь надёжной, что после выхода из строя гироскопов, ввиду невозможности отправки с Земли миссии для обслуживания из-за большой удаленности, для поддержания ориентации аппарата были применены другие методы и системы, что позволило продлить эксплуатацию.
Благодаря этому миссия продолжается до сих пор, свыше 10 000 дней, почти 30 лет!
Продолжительность работы SOHO на порядок превысила исходные планы благодаря ряду факторов. Во-первых, аппарат был разработан с использованием надежной и долговечной технологии. Компоненты и системы были тщательно выбраны и протестированы, чтобы обеспечить их надежность в тяжелых условиях космической среды.
Во-вторых, ученые и инженеры, ответственные за управление SOHO, предпринимали усилия по его поддержке и обновлению программного обеспечения в теченим всех этих лет. Регулярное удалённое обслуживание, а также внесение улучшений в ПО, позволяют эффективно использовать аппарат и сегодня.
При помощи SOHO было найдено свыше 4000 комет, на этом снимке запечетлена четырехтысячная.
Несмотря на то, что гироскопы на борту SOHO вышли из строя, это не сказалось на возможности аппарата выполнять основные научные наблюдения. SOHO все еще получает данные и изображения солнечной активности, хотя точность его ориентации немного ограничена. Вместо гироскопов используются другие системы, такие как звездные треки, солнечный сенсор и магнитометр, чтобы поддерживать стабильную ориентацию аппарата.
Звездные треки позволяют определить ориентацию аппарата относительно звездного неба. Солнечный сенсор используется для отслеживания положения Солнца и помогает установить точное направление на него. Магнитометр измеряет магнитное поле, что также может быть использовано для контроля ориентации.
Хотя точность ориентации ограничена без рабочих гироскопов, ученые и инженеры разработали методы и алгоритмы, чтобы обеспечить наиболее эффективное использование доступных средств и продолжить получение ценных данных о Солнце.
Изображения Солнца, полученные Солнечной и гелиосферной обсерваторией (SOHO) в 4 различных полосах пропускания ультрафиолета (длины волн слева направо: 17,1 нм, 19,5 нм, 28,4 нм и 30,4 нм).
Что же касается результатов — они поражают. До сих пор качество снимков Солнца при помощи SOHO остается на достаточном для науки уровне, что говорить, даже на современных retina-дисплеях, если зайти на сайт миссии и выбрать максимальное разрешение, изображения, хоть и в 1024×1024, выглядят прилично.
Но еще больше поражает возможность передачи такого большого потока научных данных с расстояния в 1.5 млн км на Землю, при том, что в 1990-х годах еще не было передатчиков с современными возможностями. Приём данных осуществляется группой станций DSN (Deep Space Network) NASA. Скорость приёма зависит от множества факторов и расположения аппарата относительно Солнца и Земли и может составлять несколько десятков килобит в секунду или даже килобиты в худших случаях, хотя некоторые источники пишут о максимальной скорости в мегабит и даже десятках мегабит в секунду, но скорее всего эта скорость достигается за счёт применения совершенных алгоритмов сжатия передаваемой информации, так как вряд ли положение относительно Земли изменяется столь значительно, что условия становятся столь хороши. К слову о положении станции в пространстве.
SOHO находится на орбите вокруг точки L1, сама орбита аппарата не является стационарной. Она подвержена влиянию гравитационных сил от Солнца, Земли и Луны, а также других факторов, например таких как, давление солнечного ветра или даже света. Именно потому аппарат требует постоянного контроля и коррекции орбиты, чтобы поддерживать его в нужном положении и обеспечивать наилучшее наблюдение Солнца.
Для этого космическая гелиосферная обсерватория использует двигатели малого тягового усилия. Эти двигатели могут работать на пропеллентах, таких как гидразин или гелий. Когда необходимо скорректировать орбиту, двигатели активируются на короткое время, чтобы изменить скорость и направление аппарата.
Коррекция орбиты SOHO обычно проводится в несколько этапов. При необходимости маневр производится путем выведения аппарата из режима наблюдения Солнца и перевода его в безопасное положение. Затем двигатели малого тягового усилия активируются для изменения орбитальных параметров, таких как высота и форма орбиты, а также для выравнивания аппарата в нужном положении.
Команды для коррекции орбиты SOHO формируются и отправляются с Земли с помощью сети глубокой космической связи (Deep Space Network), чтобы обеспечить точность и контроль маневров. Инженеры и ученые тщательно планируют и проводят эти маневры, чтобы сохранить аппарат в нужном положении и обеспечить наилучшую производительность и эффективность наблюдения Солнца.
Точная методика и параметры коррекции орбиты SOHO могут изменяться в зависимости от конкретных требований и ситуаций, и планирование маневров осуществляется специалистами, отвечающими за управление миссией SOHO.
Запасы гидразина на SOHO не являются неограниченными, и его использование планируется и оптимизируется в течение миссии.
Точная информация о текущих остатках гидразина на SOHO не является общедоступной. Остатки топлива могут изменяться в зависимости от длительности миссии, выполненных маневров, точности коррекции орбиты и других факторов.
Инженеры и ученые, ответственные за управление миссией SOHO, тщательно планируют и контролируют использование топлива, чтобы эффективно использовать остатки и продлить жизнь аппарата на орбите. При планировании маневров и коррекции орбиты учитываются остаточные запасы топлива, чтобы обеспечить достаточный запас для выполнения запланированных операций и поддержания работы аппарата.
Геомагнитная буря, индентичная событию Кэррингтона 1859 года, приведёт к глобальной катастрофе сегодня?
Солнечная активность может породить два весьма неприятных явления — вспышку и последующий корональный выброс массы, которые могут оказать весьма существенное влияние на всё, что содержит в себе электрическую цепь. Как результат в цепи могут начать индуцироваться токи, что выведет незащищенную от этого явления электронику из строя.
Взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой Земли.
Физика, лежащая в основе этого, относительно проста и, если задуматься, она устрашает. Заряженные частицы, испускаемые Солнцем, взаимодействуют с магнитосферой Земли, затормаживаются вдоль магнитных силовых линий и высвобождают энергию, которую мы видим в виде полярных сияний, в результате чего локальное магнитное поле на поверхности Земли также изменяется. Если изменить силу и/или направление магнитного поля, проходящего через петлю или катушку, это изменение магнитного поля приведёт к появлению электрического тока, что и происходит в итоге.
Мало кто из современных людей знает, что в 1859 году произошла мощнейшая зарегистрированная солнечная вспышка, которую назвали событием Кэррингтона, по имени ученого, связавшего с этой вспышкой последующий геомагнитный шторм. 1 сентября 1859 года в результате мощнейшей вспышки на Солнце, замеченной Кэррингтоном в 11 утра, произошел корональный выброс массы, достигший магнитосферы Земли спустя всего лишь 17 часов и повлекший за собою геомагнитную бурю, из-за чего прекратил работу телеграф — самое передовое на то время средство электросвязи. Если что-то подобное произойдёт в наше время — последствия могут быть катастрофическими, ведь современная электроника куда более чувствительна, нежели телеграфные линии связи, а индуцирование токов в ней, в особенности постоянного тока в случаях, когда работа идёт с переменным — может вывести её из строя.
Речь не только о связи, линиях электропередач, которые внезапно перестанут работать, но и о современных автомобилях и других повседневных устройствах, напичканных электроникой. Что говорить о мобильных устройствах и ноутбуках, где мы храним все наши данные, которые, в один момент, могут просто исчезнуть? Последствия подобного и представить сложно. Это хуже всего, с чем сталкивалось человечество до сих пор.
Событие Кэррингтона вызвало мощные северные сияния, наблюдаемые даже в Мексике, а также вывело из строя телеграфы по всей Европе. Но это лишь незначительный урон в сравнении с тем, что могло бы произойти в современном мире, случись такое сейчас. «Люди на северо-востоке США могли читать газеты только при свете полярного сияния», – рассказывает Дэниел Бейкер из Лаборатории атмосферной и космической физики Университета Колорадо, о том, что было в то время.
Геомагнитные возмущения были настолько сильными, что телеграфные операторы сообщали об искрах, вырывающихся из оборудования. Некоторые перепады напряжения приводили даже к воспламенению аппаратуры. Все телеграфные системы Европы и Северной Америки вышли из строя. Также геомагнитная буря стала причиной одного из самых ярких сияний на планете, которое больше нельзя было назвать «полярным», так как сияние образовывалось не только вблизи магнитных полюсов, но и в областях, близким к экватору. Например, в Колорадо шахтеры решили, что наступил рассвет и отправились на работу. Сияния были настолько сильными, что они были видны в Карибском бассейне, Мексике, на Гавайях, на юге Японии, в южном Китае и дальше на юг, вплоть до Коломбии. Также сияния были видны в Австралии и около экватора в Южном полушарии.
Такой корональный выброс массы (СМЕ) 1859 года был бы сейчас катастрофическим, учитывая зависимость человечества от электричества и телекоммуникаций. В 21-м веке мощные солнечные бури грозят человечеству более значительными последствиями, чем неисправный телеграф. Перебои в подаче электричества могут охватить всю планету. Связь будет нарушена, электронные платежные системы выйдут из строя, банкоматы окажутся отключенными, так как они используют интернет или спутниковую связь, большая часть автомобилей — не заведется, самолеты над океанами, скорее всего, будут испытывать проблемы с навигацией из-за перебоев в спутниковых сетях, а возможно возникнут даже проблемы с их оборудованием, астронавтам на борту МКС понадобится искать убежище в одном из модулей, защищенном от высокоэнергетических частиц, повреждающих ДНК также, как и проникающая радиация, либо отправиться обратно на Землю, если позволит время. Потери могут составить миллионы жизней из-за сбоев в работе систем водоснабжения, невозможности сохранения и производства продовольствия, оказании неотложной медицинской помощи. А потенциальное отсутствие электричества многие месяцы, в некоторых районах, повлечет ущербы в триллионы долларов только для США, на восстановление уйдут годы. Ведь сейчас даже в США большая часть энергосистемы не защищена от этого события, так как средний возраст используемых трансформаторов — около 40 лет, а произвести новые — занимает время. Таким образом только в США без электроэнергии на долгое время могут остаться свыше 130 млн человек, что составляет порядка трети населения.
Но есть ли возможность этого избежать? В отличии от 1859 года у нас есть средства мониторинга, в виде SOHO и других аппаратов, которые позволят предупредить, обесточить зависимую от бури технику, отменить дальние перелеты и «спрятаться» в ожидании конца бури, то есть минимизировать ущерб. Однако суровая правда заключается в том, что даже спустя 164 года с момента первого события Кэррингтона мир все еще не готов к масштабной солнечной буре и её последствиям. Например, 23 июля 2012 году на Солнце произошла супер-вспышка класса Кэррингтона, которая всего на девять дней «промахнулась» мимо Земли. По словам ученых, если бы вспышка произошла раньше, то корональный выброс массы угодил бы прямо в цель, тем не менее не факт, что он вызвал бы проблемы. А всего несколько дней назад — 4 июля 2023 года, была зафиксирована вспышка класса X, она была сильной, но не эруптивной и не сопровождалась выбросом корональной массы, которая, в прочем, может высвобождаться и без вспышки.
Средства солнечного мониторинга, отображены прошлые, текущие и будущие миссии.
Кроме прочего, важно иметь сведения не только о выбросе, но и его полярности. CME, как магнит, имеющий 2 полюса, и важно то, каким полюсом он начнет взаимодействовать с магнитосферой. Самые опасные выбросы имеют полярность противоположную полярности магнитного поля Земли и когда они достигают магнитосферы, они не отталкиваются, а проходят вглубь, вызывая куда большие возмущения, вплоть до возможного разрушения магнитосферы, что сделает Землю уязвимой для других высокоэнергетических космических частиц, которые в обычное время удерживаются магнитосферой в так называемых радиационных поясах Земли Ван Аллена. Именно они представляют угрозу. С появлением солнечного телескопа Дэниела К. Иноуэ, мы, наконец, готовы получить предупреждение, когда нам будет угрожать геомагнитная буря катастрофических масштабов.
Теперь стало возможным узнать не только направление и скорость распространения выброса, но и то, имеет ли направленный на Землю выброс корональной массы магнитное поле, обратное полю нашей планеты в данный момент. Немного больше информации об этом уникальном новом солнечном телескопе можно узнать тут. Также полезно мониторить и данные, поступающие с космической гелиосферной обсерватории:
Распространение корональных выбросов масс в течении времени.
Когда кажется, что корональный выброс массы распространяется во всех направлениях относительно одинаково с нашей точки зрения (это явление также известно, как кольцевой выброс), это признак того, что он, вероятно, направляется прямо к нашей планете. Вспышка, направленная в сторону, с большей вероятностью пролетит мимо нашей планеты, на что мы все и должны надеяться.
Самая быстрая солнечная вспышка, когда-либо перемещавшаяся от Солнца к Земле, дошла до нас всего за 14,6 часа, а это значит, что в идеале мы хотели бы, чтобы наше время реакции оставляло пространство для маневра. Однако самая большая опасность заключается в полной неподготовленности, а мы к этому очень близки. У нас есть зачатки инфраструктуры, необходимой для обнаружения и измерения этих событий – речь не только о телескопе Иноуэ, но и о солнечном зонде Parker Solar Probe, а также о наших спутниках для мониторинга Солнца, расположенных в точке Лагранжа L1 в космосе, но этого недостаточно.
Вероятность и последствия
Согласно первым оценкам, Dst-индекс геомагнитной активности (англ. Disturbance Storm Time Index) во время бури достигал −1760 нТл. Экстраполяция имеющихся измерений Dst индекса в область экстремальных бурь показывает, что бури с Dst = −1760 нТл бывают на Земле не чаще 1 бури в 500 лет. Однако в научной литературе высказываются серьёзные аргументы за то, что в силу методических проблем анализа данных полуторавековой давности оценка Dst = −1760 нТл оказалась завышена, и величина бури была не более −900 нТл.
Ледяные керны свидетельствуют, что события подобной интенсивности повторяются в среднем примерно раз в 500 лет. Самая сильная буря с начала космической эры (с 1957 года) произошла 13 марта 1989 года, когда Dst-индекс геомагнитной активности достигал −640 нТл, тогда событие вызвало проблемы с трансформаторными подстанциями США и Канады, а радиосвязь пропала на срок до получаса. Также после 1859 года менее сильные бури происходили в 1921 году и в 1950-х годах, когда отмечались массовые сбои радиосвязи.
Согласно отчету, опубликованному в 2012 году физиком Питом Райли из Predictive Science Inc., вероятность того, что на Землю обрушится шторм класса Кэррингтона в период с 2012 по 2022 год, составляла 12%. В 2019 году исследователи использовали альтернативный метод (распределение Вейбулла) и оценили вероятность того, что Земля пострадает в следующем десятилетии от мощного геомагнитного шторма 5-й категории, в пределах от 0,46% до 1,88%.
Aurora Australis (южное полярное сияние), снятое с борта международной космической станции.
Что же касается последствий, то сегодня геомагнитные штормы класифицированы NOAA. Их обознают буквой G, за которой следует число от 1 до 5, где 1 означает незначительное событие, а 5 — экстремальное событие. Шкала использует планетарный Kp-индекс или К-индекс в качестве физической меры.
K-индекс — это отклонение магнитного поля Земли от нормы в течение трёхчасового интервала. Индекс был введён Юлиусом Бартельсом в 1938 г. и представляет собой значения от 0 до 9 для каждого трёхчасового интервала (0-3, 3-6, 6-9 и т. д.) мирового времени.
Kp-индекс — это планетарный индекс. Kp вычисляется как среднее значение К-индексов, определённых на 13 геомагнитных обсерваториях, расположенных между 44 и 60 градусами северной и южной геомагнитных широт. Его диапазон также от 0 до 9.
G-индекс — пятибалльная шкала силы магнитных бурь, которая была введена Национальным управлением океанических и атмосферных исследований США (NOAA) в ноябре 1999 года. G-индекс характеризует интенсивность геомагнитного шторма по воздействию вариаций магнитного поля Земли на людей, животных, электротехнику, связь, навигацию и т. д. По этой шкале магнитные бури подразделяются на уровни от G1 (слабые бури) до G5 (экстремально сильные бури). G-индекс соответствует Kp минус 4; то есть G1 соответствует Kp=5, G2 — Kp=6, G5 — Kp=9.
G1. Незначительный. Кр = 5. Энергетические системы: могут возникать слабые колебания в электросети. Другие: влияет на миграцию животных, их навигация поражена на этом и более высоких уровнях, в высоких широтах наблюдается полярное сияние.
G2. Умеренный. Кр = 6. Энергосистемы: в энергосистемах высоких широт может возникать излишнее напряжение, в результате чего могут срабатывать превентивные системы отключения, длительные бури могут привести к повреждению трансформаторов. Другие системы: распространение КВ-радиосигналов может затухать на более высоких широтах, а сияния могут наблюдаться вплоть до 55° геомагнитной широты.
G3. Сильный. Кр = 7. Энергосистемы: может потребоваться коррекция напряжения, ложные срабатывания некоторых устройств защиты. Другие системы: могут возникать сбои со спутниковой навигацией и низкочастотной радионавигацией, КВ-радио может быть прерывистым, полярное сияние может наблюдаться вплоть до 50° геомагнитной широты.
Динамическое и постоянное влияние Солнца на Землю.
G4. Серьезный. Кр = 8. Энергетические системы: возможны широко распространенные проблемы с контролем напряжения, а некоторые системы защиты по ошибке отключат основные системы от сети. Другие системы: индуцированные токи в трубопроводах повлияют на превентивные меры, распространение ВЧ-радиосигналов спорадическое, спутниковая навигация ухудшится на несколько часов, низкочастотная радионавигация недоступна, а полярные сияния могут наблюдаться вплоть до 45 ° геомагнитной широты.
G5. Экстрим. Кр = 9. Энергетические системы: могут возникать широко распространенные проблемы с контролем напряжения и проблемы с защитной системой, некоторые энергосистемы могут столкнуться с полным коллапсом или отключением электроэнергии. Трансформаторы могут быть повреждены. Другие системы: сила тока в трубопроводах может достигать сотен ампер, распространение ВЧ (высокочастотного) радиосигнала может быть невозможно во многих районах в течение одного-двух дней, спутниковая навигация может быть недоступна в течение нескольких дней, низкочастотная радионавигация может быть недоступна в течение нескольких часов, а сияния могут наблюдаться на 40° геомагнитной широты и даже ближе к экватору, в зависимости от интенсивности события.
Защищены ли дата-центры от солнечных бурь?
Большая часть дата-центров пренебрегает этой проблемой. Как оказалось, под защитой в основном правительственные и военные дата-центры, а также ЦОДы, которые располагаются глубоко под землей, об одном из них мы писали 11 лет назад в статье «Самые необычные Дата Центры: Дата Центры, как искусство». Причем защита эта не только от геомагнитного шторма, вызванного солнечной активностью, который порождает критические токи только в проводниках большой длины, так как частота импульса низкая, а и от электромагнитных импульсов искусственной природы высокой частоты, которые могут повреждать даже полупроводниковые компоненты.
Недавно, благодаря прогрессу в понимании электромагнитных явлений и использованию терминологии, использование этого термина сузилось, так что в общем случае он относится в основном к искусственным электромагнитным угрозам, связанным с ядерными и некоторыми не ядерными устройствами. И если с ядерными высотными импульсами (HEMP) всё более-менее понятно, область поражения довольно большая и вероятность противостоять угрозе минимальна, если только ЦОД не имеет защиты от ядерного взрыва, то не ядерные искусственные ЭМИ вышли на новый уровень. Сегодня устройство, генерирующее преднамеренную электромагнитную помеху, Intentional Electromagnetic Interference (IEMI), по сути является высокотехнологичным микроволновым оружием, которое может быть размещено на грузовике или даже быть помещено в портфель. При этом подобное устройство, размещенное всего лишь в сотни метров от ЦОДа, способно не только нарушить его работу, но и привести к потери данных на серверах. Именно потому сегодня, как никогда, важно уделять внимание электромагнитной безопасности. И многие дата-центры уже сейчас, чтоб защититься от подобного, обеспечивают вокруг своих объектов «безопасный» периметр.
До недавнего времени вероятность возникновения серьезного воздействия от EMP (ЭМИ) или геомагнитного возмущения (GMD) находилась где-то между маловероятной и не невозможной, при этом сведения о прошлых событиях указывало на более высокую вероятность серьезного воздействия от GMD. Однако из-за увеличения геополитических напряжений, технологического прогресса и возрастания террористической угрозы правительство США считает, что вероятность возникновения EMP или GMD достаточно значительна для того, чтобы подготовится к ним, это подтверждается несколькими фактами.
Декабрь 2013 года. В закон о внутренней безопасности от 2002 года было внесено дополнение в в виде закона о защите критической инфраструктуры, который требовал, чтобы правительство осведомляло владельцев и операторов критической государственной инфраструктуры, включая центры обработки данных, об угрозах ЭМИ.
Сентябрь 2016 года. Федеральная комиссия по энергетике (FERC) утвердила TPL-007-1 «План обеспечения плановой производительности энергосистемы при геомагнитных возмущениях», чтобы снизить негативные последствия от GMD для национальной энергетической сети.
Декабрь 2016 года. Министерство внутренней безопасности (DHS) выпустило Руководство по защите и восстановлению оборудования и объектов от электромагнитных импульсов (ЭМИ), содержащее рекомендации по уровню защиты.
Январь 2017 года. Министерство энергетики (DOE) опубликовало «План действий по повышению устойчивости к электронным импульсам для борьбы с угрозами от высотных ЭМИ (HEMP)».
Что же касается дата-центров, то существует множество стандартов, связанных с ЭМИ, например ANSI, ISO, IEC, IEEE и MIL-STD. В декабре 2016 года DHS выпустило комплексные рекомендации по защите электронного оборудования от угроз ЭМИ. Первоначально разработанные для использования федеральным правительством, эти стандарты применимы к любой организации, которая нуждается в защите от ЭМИ.
Уровень 1 (низкая стоимость/лучшие практики). Ручные процедуры используются для изоляции автономного оборудования от электромагнитных угроз. В кабели добавляются ферритовые сердечники для ослабления нежелательных ВЧ-сигналов; выполняется существующим персоналом объекта с минимальными затратами.
Уровень 2 (допустимо несколько часов простоя/стоимость является фактором). Отказоустойчивость повышается за счет установки активных и пассивных компонентов для смягчения эффекта проводимости, который повреждает электронные системы; выполняется квалифицированным персоналом или подрядчиками.
Уровень 3 (допустимы отключения только на несколько минут). Вокруг приоритетных систем устанавливаются экраны для защиты оборудования от электромагнитных излучений; выполняются опытными подрядчиками.
Уровень 4 (допустимо отключение всего на несколько секунд). Многослойная защита устанавливаются вокруг приоритетных систем для защиты оборудования от излучаемого воздействия ЭМИ; выполняются опытными подрядчиками.
Теперь зная то, что Вы знаете сейчас, давайте ответим на вопрос — будет ли ваша ценная информация защищена, если энергосистема выйдет из строя из-за ЭМИ или GMD? Пострадает ли само оборудование, возможно ли его защитить?
Поскольку федеральное правительство США, которое традиционно консервативно и медленно реагирует, рассматривает EMP и GMD как реальные угрозы для центров обработки данных, обеспокоенные пользователи начинают задавать вопросы операторам центров обработки данных о наличии защиты от EMP и GMD. В ответ на это центры обработки данных разрабатывают защиту от EMP и GMD и предлагают ее в дополнение к традиционным услугам. К примеру, в Нидерландах предоставлением решений по защите оборудования занимается Holland Shielding Systems BV, в частности компания предлагает построение экранированных стоек или клетки Фарадея вокруг всего объекта или его наиболее важных частей. С увеличением количества операторов центров обработки данных, выбирающих защиту своих центров, вам, возможно, не придется платить дополнительно за добавление защиты от ЭМИ и GMD, или если вам придется платить, стоимость может быть разумной, если она приобретается в рамках пакета услуг.
Безэховая тестовая камера от Holland Shielding Systems BV.
По мере того как важные услуги и функции переносятся в центры обработки данных, потребность в защите от EMP и GMD будет увеличиваться. Ожидайте увеличения популярности и надежности такой защиты по мере увеличения спроса со стороны бизнеса и правительства. Кроме того, стоимость таких услуг может снизиться по мере того, как центры обработки данных будут конкурировать в предоставлении оптимальной защиты.
Тем не менее на данном этапе основной риск для центров обработки данных исходит именно от геомагнитных бурь, не обязательно большой интенсивности. Ведь шторм пятой категории может случаться примерно раз в 25 лет, в то время как бури третей категории — гораздо чаще. Плохая новость состоит в том, что геомагнитная буря не обязательно должна вывести из строя энергосистему, чтобы доставить головную боль операторам центров обработки данных. Ведь даже небольшие бури могут вызывать потерю качества электроснабжения, приводя к появлению так называемых гармонических искажений. Основными источниками гармоник являются нелинейные нагрузки, которые могут усиливаться от эффекта проводимости в результате геомагнитной бури. Это означает, что полное сопротивление нелинейных нагрузок изменяется в зависимости от величины потребляемого тока, отклоняя тем самым его форму от синусоидальной. Именно потому такие искажения могут перегрузить и даже повредить оборудование управления электропитанием в центрах обработки данных.
Большинство источников бесперебойного питания (ИБП) в центрах обработки данных предназначено для обработки гармоник в определенном диапазоне и защиты подключенного оборудования, но GMD может быть такой сильной, что превысит возможности встроенные защиты.
Солнечный выброс обычно можно заметить за несколько часов или даже дней до его прибытия на Землю и начала геомагнитного шторма, и поскольку в отличии от EMP в результате GMD генерируются токи преимущественно в проводниках большой длины, вероятность того, что будет затронута система бесперебойного питания — меньше. Потому основной рекомендацией для защиты центров обработки данных может служить план по увеличению запасов топлива на месте и работе на резервном питании в периоды интенсивной солнечной активности, что поможет изолировать объект от местной энергосети, которая будет подверженна влиянию GMD наибольшим образом ввиду использования линий электропередач большой длины.
Искажение изображения с SOHO вызванное повышенным количеством протонов, попадающих в детектор в момент солнечной «бури».
Однако, в случае события класса Кэррингтона, отключение электроэнергии, скорее всего, продлится намного дольше, и даже увеличенного запаса топлива для генераторов, может быть уже недостаточно, а подвоз топлива может быть ограничен в виду большой конкуренции с населением пострадавшего региона. В связи с этим мы еще раз хотим подчеркнуть важность размещения данных в нескольких регионах, а также создания защищенных копий критических данных и инфраструктуры, для ускорения восстановления. Именно потому в прошлом году мы начали предоставлять выделенные серверы не только в Нидерландах, но и Нью-Йорке.
Проведя подробный анализ проблемы, мы нашли сведение из открытых источников, что всего лишь один дата-центр площадью порядка 185 квадратных метров, и то, по требованию страховой компании, при строительстве в 2012 году, учел пожелания заказчика по реализации EMP / GMD защиты. Тем не менее, если вы рассматриваете EMP и GMD, как серьезные угрозы, не останавливайтесь только на защите вашего центра обработки данных. Вам следует подумать о защите электроники и каналов коммуникаций вашего бизнеса. Защищенные данные не принесут вам много пользы, если ваша связь и электричество отключены.
Простейший метод защиты серверов от EMI — экранированные по принципу клетки Фарадея серверные стойки.
К слову, сравнительно недавно мы рассказывали вам о дата-центре Maincubes, преимуществах размещения в Нидерландах и о том, как мы сменили дата-центр, и наш дата-центр частично защищен от геомагнитных бурь, а хотели бы Вы, чтоб мы добавили дополнительный уровень защиты?
Немного рекламы
Спасибо, что остаётесь с нами. Вам нравятся наши статьи? Хотите видеть больше интересных материалов? Поддержите нас, оформив заказ или порекомендовав знакомым, облачные VPS для разработчиков от $4.99, уникальный аналог entry-level серверов, который был придуман нами для Вас: Вся правда о VPS (KVM) E5-2697 v3 (6 Cores) 10GB DDR4 480GB SSD 1Gbps от $19 или как правильно делить сервер? (доступны варианты с RAID1 и RAID10, до 24 ядер и до 40GB DDR4).
Dell R730xd в 2 раза дешевле в дата-центре Maincubes Tier IV в Амстердаме? Только у нас 2 х Intel TetraDeca-Core Xeon 2x E5-2697v3 2.6GHz 14C 64GB DDR4 4x960GB SSD 1Gbps 100 ТВ от $199 в Нидерландах! Dell R420 — 2x E5-2430 2.2Ghz 6C 128GB DDR3 2x960GB SSD 1Gbps 100TB — от $99! Читайте о том Как построить инфраструктуру корп. класса c применением серверов Dell R730xd Е5-2650 v4 стоимостью 9000 евро за копейки?
