<- предыдущая страница следующая ->

Космические исследования
«Природа», 1981, № 7

«Вояджер-1» в мире Сатурна
Г. А. Бурба

Институт геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского АН СССР Москва
Все фото НАСА.

Сатурн, вторая по размеру планета Солнечной системы (его диаметр 120 тыс. км), во второй раз стал объектом исследования космической техники1. 12 ноября 1980 г. американская автоматическая станция «Вояджер-1» пролетела вблизи Сатурна, получив снимки планеты, ее колец и спутников2.
1 О первом исследовании Сатурна см.: Б у р 6 а Г. А. «Пионер-11» у Сатурна.— Природа, 1980, № 7, с. 88.
2 Voyager Bulletin. Mission status report № 58. NASA-JPL, 1980; Lunar and Planetary Information Bulletin, 1980, № 25.
Сатурн укутан сплошным облачным покровом (толщиной около 100 км) розовато-оранжевого цвета и окружен светло-серым кольцом. На поверхности облаков почти не видно каких-либо деталей, кроме темных и светлых полос, параллельных экватору. На детальных снимках, полученных «Вояджером-1», обнаружены лишь небольшое овальное красное пятно и завихрения на краях полос. Отсутствие деталей специалисты объясняют довольно толстым слоем дымки над облаками. Установлено, что скорость ветров в верхней части облачного слоя, достигающая близ экватора 500 км/ч (они дуют с запада на восток), уменьшается до нуля к широте 40° в обоих полушариях, а в поясе от 40 до 45° с. ш. вновь возрастает до 150 км/ч. По данным о собственном радиоизлучении Сатурна уточнен период вращения планеты вокруг оси — 10 ч 39,4 мин.
Сатурн обладает довольно сильным магнитным полем, впервые измеренным с борта станции «Пионер-11» в 1979 г. Ближайшие спутники, вплоть до Титана, удаленного от планеты на 1,2 млн км, движутся внутри магнитосферы Сатурна. По данным «Вояджера-1», Титан, обычно находящийся внутри магнитосферы, иногда оказывается за ее пределами. Это происходит при очень сильном возрастании солнечной активности, когда магнитосфера Сатурна со стороны, обращенной к Солнцу, сжимается под давлением солнечного ветра.
На фотографиях, полученных ранее с помощью телескопов, вокруг Сатурна различали три широких кольца (общая ширина их — 63 тыс. км). Они обозначены А, В и С — в порядке приближения к планете. Область между кольцом С и планетой имеет индекс D, а область с внешней стороны колец — Е. Толщина колец точно неизвестна и оценивается от 1—3 км до 20—30 м. Считается, что они состоят из ледяных глыб поперечником от сантиметров до метров 3. В 1979 г. «Пионер-11» обнаружил на расстоянии 3,5 тыс. км от внешней стороны кольца А узкое кольцо F. Детальные изображения кольца F (разрешение 2—3 км) получены «Вояджером-1»: оно состоит из трех отдельных очень узких колец, причудливым образом переплетенных между собой в жгут. Объяснения природы такого странного образования пока не дано.
3 Подробнее о кольцах см.: Бобров М. С. Кольца Сатурна. М.: Наука, 1970.
В наиболее ярком кольце В обнаружены поперечные темные полосы с нечеткими границами; по своему расположению они напоминают спицы в колесе. Эти полосы имеются только на западной стороне кольца. В серии последовательных снимков, полученных с интервалом в 20 мин, полосы смещаются и положение их повторяется через 10—10,5 ч, совпадая с периодом вращения Сатурна и его колец. Поперечные детали в кольцах зарисовывал еще в прошлом веке английский астроном Р. Проктор, но тогда на них не обратили внимания. По мнению советского астронома М. С. Боброва, поперечные темные полосы представляют собой области с частицами более мелкого размера. Особенности рассеяния света этими частицами приводят к тому, что поперечные детали с разных сторон от Сатурна выглядят то более темными, то такими же, как соседние области.
Снимки «Вояджера-1», подтвердили существование в кольце А узкой темной щели, называемой делением Энке в честь французского астронома (эта деталь наблюдалась ранее и в телескопы, но на фотографиях получалась нечетко, поэтому в ее существовании сомневались). Кроме того, установлено, что более широкая щель (3,5 тыс. км) — деление Кассини — это не пустое пространство между кольцами А и В; оно заполнено материалом, образующим не менее 35 отдельных узких колец. Выявлены также неизвестные ранее темные деления внутри кольца С. Напомним, что на лучших зарисовках Сатурна, выполненных в 40-х годах французским астрономом Б. Лио через телескоп, имеются два светлых кольца внутри деления Кассини, а вся система состоит более чем из 10 колец.
По мере приближения «Вояджера-1» к Сатурну обнаруживалось все большее число узких колец, из которых состоят три основных кольца. Сначала картина напоминала годичные кольца роста у деревьев (насчитывалось до 100 отдельных колец), снимки же, сделанные с минимального расстояния, похожи на изображение граммофонной пластинки — количество узких колец на них достигает 1000. Наличие внутри основных колец Сатурна более плотных узких колец напоминает строение кольцевой системы Урана, по данным астрономов Кавалурской обсерватории (Индия). В отличие от американских астрономов из Корнеллского университета и Лоуэлловской обсерватории, широко распространивших представление об узких (до 10 км) кольцах Урана, индийские астрономы считают, что Уран окружен четырьмя широкими кольцами, в пределах которых имеются более плотные участки4.
4 Природа, 1979, № 10, с. 101.
Среди множества концентрических колец Сатурна выделяются два, центр которых не совпадает с общим центром кольцевой системы. Ширина их на разных участках меняется. Одно из таких колец расположено в делении Кассини, другое — в области широкого кольца С. При сопоставлении снимков западной и восточной частей кольцевой системы обнаружено смещение эксцентрического кольца в области С на 300—400 км. Наблюдается прецессия (смещение большой оси) этого кольца с периодом в несколько дней. Съемки колец Сатурна под углами, недоступными для наблюдений с Земли, показали совершенно непривычную картину. С Земли наиболее ярким выглядит кольцо В, средним по яркости — А, наиболее темным — С и совсем черными — деления Энке и Кассини. При наблюдениях с «Вояджера-1», когда свет не отражался от колец, а проходил сквозь них, наиболее темными оказались кольцо В (большое количество составляющих его частиц не пропускает свет) и деление Энке (из-за полного отсутствия в нем частиц, рассеивающих свет). Наиболее светлыми выглядели кольца С, Р и деление Кассини, где свет рассеивался частицами, общее количество которых меньше, чем в кольце В.
«Вояджером-1» были впервые сфотографированы три маленьких спутника Сатурна. Два из них, диаметром менее 50 км, получившие обозначения S13 и S14, движутся в нескольких сотнях километров соответственно от внешней и внутренней сторон кольца F. Третий (S15) находится на значительном удалении от колец5. Специалисты из группы телевизионного эксперимента «Вояджера» прозвали спутники, «опекающие» кольцо F, «овчарками». Подобно тому как овчарки не дают стаду разбредаться в стороны, эти спутники своим гравитационным воздействием препятствуют рассеиванию частиц кольца F. Возможно, столь близко расположенные спутники и придают этому кольцу странную форму, попеременно сжимая его то с одной, то с другой стороны. В кинофильме, составленном из серии последовательных снимков для изучения вращения колец Сатурна, эти спутники выглядят крошечными шариками, которые катятся по «обручу» кольца F — один внутри, другой — снаружи.
5 Спутники обычно обозначают первой буквой названия планеты и номером в порядке их открытия.
Получены детальные изображения небольшого спутника S11, расположенного примерно в 10 тыс. км от внешнего края кольца F. По своей форме он сходен со спутником Марса — Фобосом, хотя по размерам почти в 10 раз больше него. Оба этих спутника округлые, сильно вытянутые, с заметными неровностями линии горизонта, что придает им вид гигантской картофелины. Поверхность S11 довольно светлая; вероятно, в значительной степени он состоит из льда. По многим параметрам с ним сходен и спутник S10, который открыл еще в 1966 г. французский астроном О. Дольфюс. Самое удивительное, что S10 движется почти по той же орбите, что и S11. Это долго вводило в заблуждение астрономов, которые не могли решить, сколько же у Сатурна спутников, считая S10 и S11 то за один, то за два спутника. Снимки «Вояджера-1» позволили установить, что радиусы орбит спутников-близнецов отличаются всего на 50 км (величина ничтожная, если иметь в виду, что длина этих радиусов порядка 150 тыс. км). В настоящее время дистанция между спутниками около 220 тыс. км, т. е. по положению на орбите они отличаются на 80°. S10 и S11 движутся вокруг Сатурна с разными скоростями. Первым сейчас идет более медленный Янус (такое название для S10 предложил Дольфюс), за ним — S11, скорость которого на 7 м/с больше. В конце 1981 г. S11 должен догнать Януса. Казалось бы, неминуемо столкновение: ведь радиусы спутников в 1,5—2 раза больше, чем расстояние между их орбитами. Однако специалисты по небесной механике из группы «Вояджера» считают, что катастрофы не случится: когда спутники сблизятся до определенного расстояния, проявится действие сил тяготения и оба небесных тела перейдут на новые орбиты. При этом они, вероятно, поменяются местами относительно Сатурна: Янус окажется ближе к планете, чем S11. В дальнейшем они опять могут поменяться местами.
Снимки «Вояджера-1» позволили впервые увидеть детали строения поверхности спутников Сатурна и исследовать новый класс небесных тел, размер которых составляет 500—1500 км. До сих пор с помощью космической техники изучались объекты более крупные (планеты) или более мелкие (спутники Марса). Спутники Сатурна представляют собой и новый класс по составу: их низкая плотность (чуть больше 1 г/см3) указывает, что они состоят в основном из льда. Рассмотрим детальнее эти спутники в порядке их удаления от планеты.
Ближайший к Сатурну из его крупных спутников — Мимас. Он примерно в 8 раз ярче Луны. Его поверхность густо усеяна кратерами, кроме того, на ней имеются две узких (5 км) прямолинейных долины протяженностью в 200 и 400 км. Вообще Мимас сильно изрыт и отличается неровной линией горизонта, что связано с размерами спутника, при которых даже небольшие кратеры вносят заметный вклад в его очертания. Диаметр наибольшего кратера на Мимасе 130 км. По отношению к размеру планетного тела, на котором он расположен (диаметр кратера составляет 1 3 диаметра Мимаса!), это самый крупный кратер в Солнечной системе. Американский астроном Д. Моррисон отметил, что это, пожалуй, наибольший кратер, который мог образоваться, не разрушив Мимас на куски.
Хороших снимков следующего за Мимасом спутника — Энцелада — «Вояджер-1» не сделал из-за большой удаленности от него (201 тыс. км). Однако удалось уточнить некоторые его параметры. Энцелад исключительно яркий объект — он отражает почти 100% падающего на него света.
Тефия примерно в 3 раза меньше Луны. Средняя плотность ее такая же, как у воды, а число кратеров на единицу площади у Тефии больше, чем у спутника Юпитера Каллисто, который до сих пор считался наиболее густо покрытым кратерами. От южного полюса Тефии к ее экватору и далее в Северное полушарие тянется слабоизвилистая долина длиной ~800 км, ширина ее меняется от 20 до 60 км. Образование долины было вызвано, вероятно, внутренней геологической активностью, приведшей к появлению разломов в коре. Если кратеры на спутниках Сатурна не удивили специалистов, то крупные долины, найденные на Мимасе и Тефии, были неожиданностью. Считалось, что на таких малых небесных телах сколь-нибудь значительная геологическая активность не могла проявиться.
К Тефии близка по размерам Диона. Средняя ее плотность (1,4 г/см3) указывает, что примерно на 3/4 она состоит из льда. На снимках, сделанных с больших расстояний, у Дионы вид серого шара, пересеченного белыми полосами с размытыми краями. По мнению специалистов из группы телевизионного эксперимента «Вояджера», эти полосы могут представлять собой иней на поверхности спутника, образовавшийся в результате внутренней геологической активности вдоль разломов коры. О существовании таких разломов свидетельствуют слабоизвилистая долина протяженностью более 300 км в Южном полушарии Дионы и еще одна подобная долина, расположенная в Северном полушарии. Плотность кратеров на Дионе примерно такая же, как на Мимасе, и существенно ниже, чем на Тефии или Каллисто. По строению кратеры очень похожи на лунные и достигают в диаметре 100 км. Имеются участки более темные, чем поверхность спутника в целом; они напоминают темные равнины лунных морей. Плотность кратеров на них меньше, чем на остальной поверхности, и близка к плотности кратеров в лунных морях. Такие участки образовались позже, чем кратерные области, и также свидетельствуют о геологической активности Дионы.
Рея издали выглядит почти так же, как и Диона: серый шар, пересеченный очень светлыми жгутообразными полосами с размытыми краями. На детальных снимках Рея похожа на покрытые кратерами участки лунных материков. Плотность кратеров на ней столь же высокая, как на Тефии. Это, пожалуй, два наиболее густо покрытых кратерами объекта в Солнечной системе. «Вояджер-1» подробно заснял половину Северного полушария Реи. У ряда кратеров имеются центральные горки, а у многих в центре дна расположен небольшой кратер. Подобные структуры — кратер в кратере — характерны для пород, содержащих значительную долю льда.
Титан — наиболее крупный спутник Сатурна, он почти в полтора раза больше Луны, на 240 км больше по диаметру, чем Меркурий, и лишь на 150 км меньше, чем самый крупный спутник Юпитера — Ганимед. Средняя плотность Титана указывает, что он состоит примерно из равных долей льда и силикатных горных пород. Это единственный спутник Сатурна, имеющий атмосферу. Он окутан сплошным слоем облаков оранжевого цвета. Каких-либо деталей облачного слоя практически не видно, лишь к полюсам он становится заметно темнее. Над облаками расположена атмосферная дымка. На высотах 200, 375 и 500 км в этом слое имеются «щели» — участки, свободные от дымки. Зондирование атмосферы Титана радиолучом с «Вояджера-1» показало, что она состоит в основном из азота. Таким образом, в Солнечной системе обнаружено второе после Земли небесное тело с азотной атмосферой. До сих пор считалось, что атмосфера Титана состоит преимущественно из метана и водорода (примерно в равных долях). Измерения «Вояджера-1» показали, что метана в атмосфере Титана содержится лишь около 1%. Давление на поверхности Титана 1,5 атм, а температура около 100 К. Такие условия не исключают возможности существования на его поверхности слоя жидкого метана, как это и предполагалось ранее.
За орбитой Титана расположены еще три небольших спутника Сатурна — Гиперион, Япет и Феба. Последний чрезвычайно удален от Сатурна (почти в 4 раза дальше, чем Япет), имеет небольшой диаметр (около 300 км) и «Вояджером-1» не исследовался. Сведений о Гиперионе и Япете получено меньше, чем о других спутниках. Поверхность Гипериона наиболее темная среди спутников Сатурна, однако она в два раза светлее, чем самые светлые участки Луны. Япет поражает своей асимметричной окраской, известной еще по наблюдениям с Земли: одно его полушарие черное, как сажа, а другое белоснежное. На снимках Япета, полученных «Вояджером-1» с очень большого расстояния, видны черный сектор, занимающий треть диска, и расположенное близ его вершины (в центре диска) крупное темное кольцо. По этим снимкам нельзя сделать вывода о природе резких различий в яркости Япета. Выяснению этого вопроса, а также более детальному ознакомлению с Энцеладом и теми областями других спутников, которые не были засняты «Вояджером-1», должна помочь съемка со станции «Вояджер-2». Встреча этой станции с Сатурном намечена на август 1981 г.

Сатурн окутан сплошным облачным слоем со слабо выделяющимися полосами. Различаются детали более 350 км. Ширина тени кольца — 10 тыс. км. Часть кольца скрыта тенью Сатурна. Верхний снимок сделан «Вояджером-1» 30 октября 1980 г. с расстояния 18 млн км, нижний снимок — 3 ноября 1980 г. с расстояния 11 млн км.

Сложная структура колец Сатурна. На снимке различается более 90 колец.

Кольцо F состоит из очень узких (менее 35 км) колец, переплетенных между собой.

Перемещение тени от кольца F по поверхности спутника S11. Снимки получены с интервалом в 13 мин.

На покрытой кратерами поверхности Мимаса выделяются две узкие долины, тянущиеся с юга на север.

В экваториальной области Мимаса расположен крупнейший кратер диаметром 130 км.

На снимке Тефии, полученном с большого расстояния, видна крупная долина, протянувшаяся из южного полярного района в Северное полушарие.

Поверхность Дионы покрыта кратерами диаметром до 100 км.

Вид Реи со стороны ее Северного полюса. Более крупные кратеры расположены в правой половине снимка, диаметр наибольшего из них — 300 км.

Характеристики спутников Сатурна по данным «Вояджера-1»


Физика
«Природа», 1981, № 7

Школа по космической физике
В. С. Имшенник, доктор физико-математических наук
Институт теоретической и экспериментальной физики
П. В. Сасоров, кандидат физико-математических наук
Институт прикладной геофизики
А. Г. Франк, кандидат физико-математических наук
Физический институт им. П. Н. Лебедева АН СССР Москва

С 26 января по 4 февраля 1981 г. в Риге проходила Всесоюзная школа по космической физике, посвященная памяти выдающегося советского физика Сергея Ивановича Сыроватского (1925— 1979) — автора фундаментальных работ по магнитной гидродинамике, радиоастрономии, астрофизике космических лучей, гамма- и рентгеновской астрономии. В последние годы С. И. Сыроватский занимался исследованием процессов, лежащих в основе солнечной активности, главным образом изучением физических механизмов, которые должны приводить к вспышкам на Солнце. Своими работами в этой области он положил начало новому направлению — исследованию так называемых кумулятивных течений плазмы высокой проводимости в неоднородных магнитных полях. Эти течения приводят к накоплению магнитной энергии при формировании токовых слоев — специфических конфигураций плазмы и магнитного поля — и последующему высвобождению энергии при взрывном разрушении слоя1.
С. И. Сыроватский с сотрудниками разработали комплексный подход к решению этих проблем, включающий теоретический анализ, численное моделирование и лабораторный эксперимент 2. Им удалось выяснить, что процессы в плазме, связанные с формированием токовых слоев и их дальнейшим разрушением, имеют универсальный характер и, помимо солнечных вспышек, проявляются в других космических объектах, например в магнитосферах планет, а также в различных лабораторных экспериментах с плазмой, находящейся в сильном магнитном поле.
1 Об основных результатах С. И. Сыроватского по магнитной гидродинамике, космическим лучам, теории солнечных вспышек, кумулятивным течениям плазмы в неоднородных магнитных полях см., например: Сыроватский С. И. Магнитная гидродинамика.— Успехи физических наук, 1957, № 62, с. 247; Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И. Происхождение космических лучей. М.: Наука, 1963; Сыроватский С. И. Ключевые вопросы теории вспышек.— Известия АН СССР, сер. физ., 1979, т. 43, № 4, с. 695; Сыроватский С. И. Динамическая диссипация магнитного поля и ускорение частиц.— Астрон. журн., 1966, № 43, с. 340; Сыроватский С. И. Токовые слои и вспышки в космической и лабораторной плазме.— Вестник АН СССР, 1977, № 10, с. 33.
2 Сыроватский С. И. Солнечные вспышки в лаборатории.— Природа, 1978, № 2, с. 143.
Школа памяти С. И. Сыроватского была организована Отделением общей физики и астрономии АН СССР и Радиоастрофизической обсерваторией АН ЛатвССР. В ее работе приняли участие около 160 специалистов из 36 научных организаций, было прочитано 30 лекций и сделано 50 оригинальных сообщений по вопросам: течение плазмы в сильных неоднородных и нестационарных магнитных полях, в том числе формирование и взрывное разрушение токовых слоев; солнечные вспышки и физические процессы, вызываемые ими в атмосфере Солнца; диагностика физических условий в солнечных вспышках и других активных образованиях по наблюдаемому электромагнитному излучению (от радио- до гамма-диапазона); солнечная активность как следствие возникновения магнитных полей и конвективных течений солнечной плазмы; волновые (колебательные) движения в атмосфере Солнца; механизмы ускорения и распространения космических лучей; пересоединение магнитных силовых линий в магнитосферах Земли, планет и других астрофизических объектов; некоторые вопросы физики плазмы и управляемого термоядерного синтеза.
Значительный интерес вызвали лекции и сообщения об исследовании течения плазмы в неоднородных магнитных полях, содержащих так называемые особые линии3. Именно в их окрестностях возможно возникновение сильных токов и существенная концентрация магнитной энергии. Характерно, что один из поперечных размеров области, содержащей ток, обычно существенно меньше другого, т. е. ток имеет форму плоской ленты или слоя. Оказалось, что токовые слои являются метастабильными образованиями, которые, возникнув, могут существовать довольно долго, медленно увеличивая энергию, сосредоточенную в избыточном магнитном поле. После достижения некоторого критического состояния происходит быстрое, напоминающее взрыв, разрушение слоя, и за короткое время запасенная магнитная энергия высвобождается: возникают интенсивные потоки плазмы и ускоренных частиц. Процесс разрушения токового слоя непосредственно связан с явлением пересоединения магнитных силовых линий в высокопроводящей плазме.
3 В окрестности особых линий в системе координат, связанной с движущейся высокопроводящей плазмой, электрическое поле может иметь конечное, отличное от нуля значение. Подробнее об этом см.: Сыроватский С. И. Известия АН СССР, сер. физ., 1977, т. 41, с. 1782.
В лекциях, представленных на школе, рассматривалось распространение в окрестности особых линий различных типов магнитогидродинамических волн, их нелинейное взаимодействие, а также обсуждались нестационарные кумулятивные течения плазмы в трехмерном случае. При численном моделировании процессов развития токовых слоев была обнаружена существенная связь между структурой слоя и характером диссипативных процессов (проводимостью и вязкостью плазмы, потерей энергии за счет теплопроводности и излучения). Экспериментально удалось осуществить и подробно исследовать процессы формирования и взрывного разрушения слоя; эксперименты подтвердили, что разрушение связано с кардинальными изменениями структуры магнитного поля внутри слоя, перераспределением тока и концентрации плазмы и сопровождается возникновением импульсных электрических полей и ускорением частиц.
В свое время представление о токовых слоях было положено С. И. Сыроватским в основу теории солнечных вспышек4. Как известно, вспышка представляет собой гигантский взрыв в атмосфере Солнца, возникающий в областях сильного магнитного поля. За несколько минут выделяется энергия порядка 10-25 Дж (что эквивалентно энергии, получаемой Землей от Солнца в течение трех лет). Значительная доля этой энергии излучается во всех диапазонах электромагнитного спектра, и, что особенно существенно, возникает излучение в таких диапазонах, в которых спокойное Солнце не излучает вообще или излучает слабо: появляется гамма-, рентгеновское, жесткое ультрафиолетовое излучение, характерное нетепловое радиоизлучение. В межпланетную среду выбрасываются потоки плазмы со скоростями до 10-8 см/с, испускаются электроны с энергиями до сотен МэВ, протоны и ядра с энергиями до десятков ГэВ.
4 Сыроватский С. И. Пересоединение магнитных силовых линий.— Природа, 1978, № 6, с. 84.
Согласно теоретическим положениям, развитым в трудах С. И. Сыроватского, перед вспышкой магнитная энергия медленно накапливается в атмосфере Солнца путем образования протяженного метастабильного токового слоя, а затем при распаде слоя происходит быстрая трансформация этой энергии в потоки тепла, плазмы и ускоренных частиц, вызывающих сильный нагрев окружающих областей атмосферы Солнца. Потоки плазмы возбуждают сильные ударные волны, а потоки частиц, движущихся как в плотные слои Солнца, так и в межпланетную среду, создают практически весь спектр электромагнитного излучения. Как отмечалось на школе, в настоящее время достигнут значительный прогресс в понимании механизмов переноса и трансформации энергии в атмосфере Солнца, что позволяет объяснить основные наблюдаемые черты солнечных вспышек.
До сих пор наиболее сложным вопросом остается проблема ускорения заряженных частиц. В атмосфере Солнца ускоренные частицы проявляют себя лишь косвенным образом, а электроны и протоны высоких энергий, регистрируемые в окрестностях Земли, подвергаются воздействию сложных процессов при их распространении в солнечной короне и межпланетной среде. Непосредственные наблюдения пока не дают достаточно полной информации о механизме ускорения частиц на Солнце. Поэтому большое внимание было уделено методам определения пространственно-временных и энергетических характеристик ускоренных электронов и протонов, а также физических условий в областях их возникновения и распространения. Эти методы основаны на выявлении характерных особенностей радио-, рентгеновского и гамма-излучения вспышек. По мнению специалистов, комплексное использование новых методов наряду с традиционными оптическими позволит в ближайшем будущем значительно прояснить эту проблему.
На школе подробно обсуждались процессы, происходящие внутри Солнца. Как известно, пятна на поверхности Солнца, в окрестности которых происходят вспышки, существование горячей и относительно плотной короны, солнечного ветра и т. п. связаны с конвективными движениями под фотосферой Солнца и наличием достаточно сильных магнитных полей, которые, в свою очередь, возбуждаются движениями проводящей плазмы. Центральные области Солнца имеют гораздо более высокую температуру, чем поверхностные, из-за этого возникает конвекция: горячие, более легкие слои поднимаются вверх, отдают свое тепло и более холодными опускаются вниз, причем в движение вовлечена высокопроводящая плазма. На школе подробно обсуждались структура и динамика конвекции и проблема возникновения солнечных магнитных полей. Была изложена модель, описывающая как основные черты 11-летнего цикла солнечной активности, так и существование длительных периодов пониженной активности Солнца. Подробно рассматривались также последние результаты по возникновению магнитных полей в сложных турбулентных движениях. Интересной особенностью конвективных движений в сильном магнитном поле, характерном для солнечных пятен, является возникновение особого типа конвекции — колебательной, за счет которой осуществляется передача энергии от горячих областей к холодным в условиях сколь угодно сильного магнитного поля. В настоящее время интенсивно исследуется проблема колебаний Солнца как целого, что должно пролить свет на процессы, происходящие во внутренних областях Солнца; обсуждалась одна из моделей возбуждения таких колебаний.
Процессы пересоединения силовых линий магнитного поля проявляются в магнитосфере Земли в виде суббурь, приводящих, как известно, к возникновению полярных сияний. Было отмечено, что для структуры магнитосферы Земли весьма существенно пересоединение магнитного поля солнечного ветра с земным магнитным полем на дневной стороне и аналогичные процессы в области протяженного хвоста магнитосферы, вытянутого в направлении, противоположном Солнцу.
Наряду с проблемами астрофизики значительное вынимание было уделено общим вопросам физики плазмы, таким как нелинейное преобразование энергии сверхвысокочастотных электромагнитных волн в энергию постоянного тока, взаимодействие электромагнитного излучения с магнитоактивной плазмой, в особенности в приложении к физике солитонов, генерация магнитных полей в плазме, создаваемой с помощью лазеров, а также вопросы устойчивости газовых разрядов, обладающих интенсивным излучением в оптическом диапазоне.
С самого начала в термоядерных исследованиях для магнитного удержания высокотемпературной плазмы использовались сильноточные разряды, сжимаемые собственным магнитным полем, — так называемые пинчи. В дальнейшем это направление исследований привело к созданию систем типа нецилиндрического Z-пинча, или плазменного фокуса. Существенную роль в его динамике играет эффект вытекания плазмы из области сжатия и эффект радиационного охлаждения. На школе были сообщены результаты теоретических расчетов этого явления, позволяющие прогнозировать изменение температуры и плотности вещества в плазменном фокусе в зависимости от условий. Как показали эксперименты, при нарушении цилиндрической симметрии разряда могут появиться несколько дискретных областей, в которых происходит интенсивное ускорение частиц. Определяющую роль здесь играет, по-видимому, спонтанное возникновение в токовой оболочке пинча отдельных токовых слоев и процессы магнитного пересоединения в них. Эти исследования служат подтверждением универсального характера вспышечных процессов в плазме.
В последнее время пересоединение магнитных полей используется при разработке новых перспективных методов термоизоляции высокотемпературной плазмы. Создаются конфигурации магнитного поля и плазмы, в которых на определенном этапе происходит формирование системы замкнутых магнитных силовых линий. К числу таких экспериментальных установок относятся компактные торы, сферомаки, конфигурации с обращенными полями5. На школе обсуждались также перспективы создания в открытых магнитных ловушках конфигураций типа токового слоя с последующим нагревом сравнительно плотной и холодной плазмы пучками нейтральных частиц.
5 Природа, 1981, № 1, с. 113.
Таким образом, как показала школа по космической физике, сфера приложения результатов исследований С. И. Сыроватского и его учеников непрерывно расширяется, проникая в самые различные области современной астрофизики и физики плазмы.

С. И. Сыроватский (в центре у доски) на Ленинградском семинаре по космической физике. 1972 г.


Зоология
«Природа», 1981, № 7

КРАСНАЯ КНИГА

Колючехвостый геккончик
Ю. К. Горелов,
кандидат биологических наук
Институт эволюционной морфологии и экологии животных им. А. Н. Северцова АН СССР

Колючехвостый геккончик (Alsophylax pipiens) — одна из самых маленьких ящериц. В спичечном коробке свободно могут разместиться полдюжины этих животных. Серовато-белесое с темными поперечными полосами туловище достигает четырех сантиметров, хвост несколько короче. Голова и тело покрыты сверху небольшими круглыми чешуйками, среди которых на спине в беспорядке разбросаны более крупные круглые бугорки. На каждом сегменте хвоста расположен ряд шиповатых бугорков — отсюда и название вида. В хвосте геккончика откладываются запасы жира и потому у упитанных экземпляров он утолщен у основания. Такое строение хвоста характерно для ряда пустынных ящериц и грызунов. Регенерированный хвост колючехвостого геккончика сохраняет типичную для вида форму, но покрыт более мелкими чешуйками и лишен колючих бугорков. Глаза у геккончика большие, круглые, без закрывающихся век, зрачок вертикальный. Такая форма зрачка свидетельствует о ночном образе жизни.
Ареал колючехвостого геккончика охватывает всю систему Копетдага (иранского и советского). В нашей стране он обитает на юге Туркмении не только в собственно Копетдаге, но и на его отрогах — небольшом хребте Кюрендаг, расположенном на западе республики. Встречаются геккончики и в другом отроге Копетдага — в западном Бадхызе. Здесь вид населяет горы и предгорья правобережья р. Теджен. Мы находили его вблизи кордона заповедника Акарчешме и на склонах хребта Гезгедык. Часть ареала колючехвостого геккончика находится на территории Бадхызского и Копетдагского заповедников.
У Акарчешме колючехвостый геккончик живет в трещинах в глине, покрытых сверху тонкими плитками слоистого песчаника. Прохладным утром ящерицы, изогнувшись буквой 5, сидят под нагретой солнечными лучами каменной плиткой, а в жаркие дни уходят в трещины. В течение короткого весеннего времени, когда жизнь в пустынных горах расцветает, а пауки и насекомые, служащие геккончику пищей, многочисленны, ящерицы успевают накопить в хвосте жировой запас.
Нам приходилось наблюдать откладку яиц колючехвостого геккончика в террариуме. В кладке обычно 1-2 овальных и покрытых жесткой белой известковой скорлупой яйца. Для такой миниатюрной ящерицы они сравнительно велики — 7X5 мм.
В период размножения из террариума, в котором содержались колючехвостые геккончики, иногда доносилась их брачная песня — тихая мелодичная трель, отдаленно напоминающая песню зеленой жабы. Содержание колючехвостого геккончика в неволе затрудняется тем, что он питается лишь мелким и нежным кормом. У нас он, например, предпочитал термитов.
Колючехвостый геккончик внесен в «Красную Книгу СССР». Вид мало изучен, и с природоохранительной точки зрения его следует относить к категории неопределенных. Численность геккончика пока не выяснена. Ранее он был известен по единичным экземплярам. Сейчас на территории Советского Союза уже зарегистрировано около двадцати находок вида. Около Акарчешме нам приходилось учитывать до трех экземпляров в течение 20 мин. Возможно, что вид сравнительно обычен по всему ареалу, и специалисты обсуждают, не следует ли исключить колючехвостого геккончика из «Красной Книги СССР».
Изменений численности вида пока не зарегистрировано. Вряд ли она зависит от антропогенного пресса. Высказывалось предположение, что интенсивный выпас овец может привести к сокращению численности геккончика. Однако этот вид обитает в местах с крайне скудной растительностью и потому выпас скота едва ли может угрожать ему всерьез. Возможно, опасность для этой ящерицы представляет отлов специалистами. По-видимому, единственная необходимая мера охраны вида в данный момент — контроль за герпетологами и любителями-террариумистами в местах обитания колючехвостого геккончика.

Колючехвостый геккончик.
Фото Н. Н. Щербака.

<- предыдущая страница следующая ->