Чтение онлайн

Другой характерной чертой этих звезд является то, что их фотосферу окружает большая область ионизованной хромосферы. У нашего Солнца слой хромосферы, наблюдаемый во время полного солнечного затмения в виде розоватого сияния вокруг его поверхности, довольно тонок. Размер слоя хромосферы у звезды Т Tauri может достигать от 3 до 15 солнечных диаметров, или до 4000 раз превышать толщину слоя у Солнца. Под воздействием чудовищно мощною потока выбрасываемых при вспышке с поверхности звезды космических частиц она постоянно ионизируется. В отличие от хромосферы Солнца, которая довольно слаба, хромосфера звезды Т Tauri такая яркая, что в некоторых случаях ее радиационный выброс способен значительно превзойти уровень излучения самой звезды. Хромосфера, в свою очередь, окружена относительно прозрачной, свободной от пыли областью, где температура настолько высока, что частицы пыли в ней, испаряясь, превращаются в газы. Данная «зона испарения» простирается примерно на 13 миллионов километров от поверхности звезды (приблизительно от 16 до 20 солнечных радиусов). На рисунке 6.2 показаны относительные размеры фотосферы, хромосферы и зоны испарения типичной звезды Т Tauri.

Рис. 6.2. Диаграмма типичной звезды Т Tauri. R0 — радиус фотосферы звезды; Rс — радиус ее хромосферы; и Rv — радиус границы зоны испарения. 2. Светопоглощающая пылевая оболочка. 3. Зона испарения. 4. Вспышечная активность. 5. Хромосфера

Космическая пыль, занесенная в Солнечную систему проходящей сверхволной, должна была усилить активность Солнца и заставить его вести себя подобно звезде Т Tauri. Повышение солнечной яркости, помимо всего прочего, должно было привести к существенному потеплению климата Земли. В тропиках стало бы невыносимо жарко, а области, расположенные в высоких широтах, были бы затоплены талой водой, стекающей со стремительно тающих ледовых щитов, Описания подобных ужасных событий — мирового пожара и Всемирного потопа — сохранились в легендах многих народов мира.

ЛУННЫЕ СВИДЕТЕЛЬСТВА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

В ЛЕДНИКОВЫЙ ПЕРИОД

Лунные камни хранят убедительные доказательства того, что в ледниковую эпоху Солнце и впрямь было весьма активно. Поскольку у Луны нет защитной атмосферы, то микрометеориты (летящие с большой скоростью пылевые частицы) и выбрасываемые при солнечной вспышке космические частицы способны беспрепятствен-но достичь лунной поверхности и оставить на лунных камнях следы своего прибытия. Несколько образцов таких камней было взято астронавтами «Аполлона» и доставлено в хранилище Космического центра имени Джонсона в Хьюстоне, штат Техас, для дальнейшего анализа. Исследования под микроскопом показали, что их поверхность испещрена крошечными, оставленными микрометеоритами кратерами и что их остекленевшая поверхность, в свою очередь, покрыта следами, оставленными выброшенными при солнечной вспышке космическими частицами. Исследователь HACA Герберт Зук и двое его сотрудников, изучив эти кратеры и следы космических частиц, составили запись вспышечной активности на Солнце за последние 16 000 лет. Каково же было их удивление, когда они обнаружили, что в самой древней части записи следы солнечных космических лучей появлялись в 50 раз быстрее, чем сейчас (рис. 6.3). Полученные ими данные свидетельствовали о том, что примерно 11 000 тысяч лет тому назад, в начале современного межледниковья, скорость их образования упала приблизительно в пять раз. Они выдвинули предположение, что данное увеличение вспышечной активности на Солнце каким-то образом спровоцировало потепление земного климата и, как результат, — отступление в конце последней ледниковой эпохи материковых ледяных щитов. Усилившийся поток солнечной радиации, обусловленный ростом вспышечной активности, и впрямь принес бы столько энергии, сколько хватило бы на таяние ледников.

Рис. 6.3. История вспышечной активности на Солнце по данным об изобилии следов солнечных вспышек в лунных камнях

Строя график интенсивности солнечных вспышек, исследователи HACA полагали, что темп образования на лунной поверхности микрократеров оставался неизменным на протяжении последних 16 000 лет. Однако если в начале записи концентрация межпланетной пыли была гораздо выше, а так, по-видимому, и было, тогда пик на временной шкале диаграммы должен появиться позднее. Вспышки на Солнце достигли своего максимума, скорее всего, в промежутке между 14 000 и 15 (XX) годами до наст. вр., совпав с периодом, когда климат на Земле был необычайно теплым, а темп отступления ледниковых покровов — небывало высоким.

Данные о солнечной активности в доисторические времена были также получены при исследовании образцов почвы, взятых со дна лунных кратеров диаметром от 20 до 150 сантиметров. Астронавты с «Аполлона» заметили на дне этих кратеров комки почвы, верхний слой которых был покрыт стеклянной оболочкой толщиной от 0,5 мм до 1 см. Астроном Томас Гоулд из Корнельского университета так описывает микроскопное исследование этого материала:

«Остекленевшие участки явно концентрировались по направлению к поверхности бугорков, хотя они также встречаются и по бокам. На концах и по краям, совершенно очевидно, в основном протекал процесс остекленения. В некоторых случаях капли, по-видимому, стекали по наклонной поверхности и там застывали»{122}.

Отбросив ряд вариантов, Гоулд пришел к выводу, что эти участки образовались в момент интенсивного нагревания. По его мнению, за последние 30 000 лет светимость Солнца, должно быть, повышалась в 100 раз на промежуток от 10 до 100 секунд, следствием чего и явились наблюдаемые эффекты. Он предположил, что данное увеличение произошло либо в форме очень интенсивной солнечной вспышки, либо взрыва повой звезды. Поскольку температуры на дне кратеров обычно на 10–20 процентов выше, чем на плоской поверхности, частички почвы в таких областях должны были расплавиться первыми.

Гоулд предположил следующее: либо на Солнце иногда происходят спонтанные взрывы, либо причиной единственного взрыва, возможно, послужило падение на Солнце, скажем, гигантской кометы. Хотя он об этом нигде отдельно не говорил, вторжением космической пыли в течение длительного периода также можно объяснить данный эпизод высокой солнечной светимости и вспышечной активности. Мы можем предположить, что в результате притока пыли активность Солнца стала такой же, как у звезды Т Tauri, когда извергающаяся солнечная корона постоянно производила серию «выбросов корональной массы», причем гораздо более крупных, чем наблюдаемые ныне. Один из них, наверное, поразил Землю и Луну. За несколько дней, в которые он несся к нашей планете, этот пузырь нагретого коронального газа и солнечных космических лучей настолько увеличился, что образовал дугообразный облачный фронт диаметром в десятки миллионов миль. По прибытии эта огненная горячая плазма должна была временно поглотить Землю и Луну, настолько повысив температуры, что частицы пыли расплавились бы на поверхности лунных камней[24].

МАРСИАНСКИЕ КАНЬОНЫ

Гигантские выбросы корональной массы с поверхности Солнца в период фазы Т Tauri, вероятно, поразили и Марс. Совершенно ничтожное магнитное поле Красной планеты оказало бы им слабое сопротивление. При столкновений с поверхностью Марса горячая корональная плазма быстро растопила бы верхний слой вечной мерзлоты, освободив потоки воды не в одном месте, а на большей части марсианской поверхности{123}. Этим можно было бы объяснить наличие огромных каналов и каньонов на 40 градусах марсианского экватора. В 1978 году, изучая первые снимки, сделанные межпланетной станцией «Маринер» и космическим аппаратом «Викинг», геолог Виктор Бейкер заметил, что морфология упомянутых выше каналов напоминает особенности земной поверхности, образовавшиеся в результате таких катастрофических наводнений, как Мизулское наводнение талых ледниковых вод, 14 500 лет назад прорывших каналы в восточной части штата Вашингтон{124}. Впрочем, многие из марсианских каналов значительно больше. По одной оценке, наводнения, в результате которых образовались некоторые из них, должны были нести 1 кубический километр воды в секунду, то есть в десять тысяч раз превосходить среднюю величину расхода воды в Амазонке{125}. Бейкер пришел к выводу, что наводнения на Марсе и связанный с ними теплый климат имеет место вплоть до недавнего времени{126}.

Рис. 6.4. (а) Карта части долины Маринера, составленная на основе данных, полученных с помощью марсианского орбитального лазерного высотомера (MOLA). Прямоугольником обозначен район, показанный ниже (б). 2. Кандор Чалма. 3. Офир Часма. 4. Мелас. Часма. 5. Долина Маринера, (б) Изображение центральной области долины площадью 300 километров на снимке, сделанном с борта космической станции «Марс-Экспресс»

Во время полетов межпланетных аппаратов между 1997 и 2005 годами было сделано множество снимков поверхности Марса с высоким разрешением. Так, например, рисунок 6.4а — это карта части протянувшийся на 4000 километров долины Маринера, лежащей к югу от экватора. Данная система каньонов — самая большая на Марсе в три раза длиннее и в четыре раза глубже Большого каньона в Северной Америке. Она начинается в горной области Марса на западе (на карте слева) и тянется на востоке до бассейна доходящего до низменности на севере. Когда климат был теплее, эта северная область, вероятно, была океаном. Рисунок 6.46 представляет собой изображение центральной области расселины шириной 300 километров (3 градуса— 13 градусов ю.ш., 284 градуса — 289 градусов в.д.) Дно каньона, видное на этой фотографии, лежит на 8 км ниже окружающего марсианского плато.

После подробного изучения снимков и изображений ущелий и долин на Марсе геологи, исследующие строение планет, пришли к единодушному мнению: эти особенности рельефа — результат действия наводнений. Пораженные этим, они никак не могли взять в толк, откуда взялась вода и как она могла течь по поверхности Марса, ведь при нынешних условиях она не может существовать на Красной планете в жидком состоянии. В среднем дневные температуры марсианским летом колеблются от —140 до 1-20 °C. Следовательно, вода на Красной планете должна была находиться в преимущественно в замерзшем состоянии. Смешивание льда с переносимыми ветром солями приводило к его таянию при минусовой температуре, а солнечная радиация, поглощаемая покрывающей его поверхность пылью, давала бы достаточно тепла, чтобы вызывать его таяние в минимальном количестве летним марсианским днем. Однако на вопросы, откуда взялось такое количество воды, проложившей каналы и каньоны, и то, как она могла сохраняться в жидком состоянии, проделывая путь в сотни километров через эти ущелья, космологи ответить были не в силах. Атмосферное давление на Марсе составляет всего 6 миллибар, менее 1 процента от давления на Земле. При столь низком давлении лед, нагреваясь, сублимирует, минуя жидкую фазу и сразу превращаясь в пар. Из-за быстрого процесса кипения, вследствие низкого давления, водная поверхность остывала и замерзала, что в итоге серьезно затрудняло бы ее движение.