«Земля и Вселенная» 2003 №3, с. 3-16

Солнечная и гелиосферная обсерватория "SOHO" (SOIar and Heliospheric Observatory, запуск 2 декабря 1995 г.) выведена 14 февраля 1996 г. на галоорбиту (вращение около определенного места в пространстве) вокруг точки Лагранжа L1. Эта точка находится примерно в 1.5 млн. км от Земли в сторону Солнца и замечательна тем, что сила земного притяжения здесь равна силе солнечного. Такое расположение, удобное для длительных и непрерывных наблюдений за процессами на Солнце, впервые реализовано в данном международном проекте ESA-NASA (Земля и Вселенная, 1997, № 2). Напомним, что на борту КА работают 12 научных приборов для исследований недр Солнца, дистанционного зондирования солнечной атмосферы и гелиосферы, измерения свойств солнечного ветра и энергичных частиц. Автор, научные интересы которого — физика космической плазмы, рассказывает о наиболее значительных достижениях обсерватории "SOHO" за первые несколько лет ее работы.

ВАЖНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

На солнечной обсерватории "SOHO" уже получена обширная научная информация, продолжают поступать новые сведения о недрах Солнца, его горячей и динамичной атмосфере, солнечном ветре и его взаимодействии с межзвездной средой. Более 1500 ученых

Солнечная и гелиосферная обсерватория "SOHO". Рисунок ESA.

Обсерватория имеет гибкое управление. Планируемые наблюдения ведутся по программам, выбранным исследователем. В ходе работы используются специальные режимы, например для максимального получения снимков или даже маневра КА. Обычно же телескопические изображения Солнца получают "в патрульном режиме" примерно каждые 12 мин в нескольких спектральных интервалах с высоким пространственным разрешением. Таким образом, за сутки обсерватория делает сотни высококачественных снимков.

Передача информации о быстропеременных процессах сдерживается инструментальными ограничениями и, в гораздо большей степени, пропускной способностью каналов радиосвязи с Землей. К настоящему времени, наряду с регулярными наблюдениями из космоса, проведено около тысячи скоординированных кампаний с использованием также наземных обсерваторий, ракетных запусков для калибровки приборов и научных спутников, в числе которых "YOHKOH", "TRACE", "RHESSI" (Земля и Вселенная, 2003, № 1). Патрульные наблюдения позволяют своевременно узнавать о бурных процессах на Солнце. Подобное предупреждение означает, что часть приборов на "SOHO" и других спутниках надо будет выключить или перевести в иной режим работы, чтобы защитить их от космической радиации, усиливающейся в это время во многие сотни и тысячи раз. Обсерватория, помимо своего основного назначения, помогает следить за "космической погодой" (Земля и Вселенная, 1999, № 5; 2000, № 3). Это экономит огромные средства, затрачиваемые на дублирование дорогостоящих систем космической связи и делает их более надежными на случай выхода из строя электронной аппаратуры вследствие усиленной космической радиации.

Два корональных выброса массы, направленные в противоположные стороны и наблюдавшиеся одновременно 8 ноября 2000 г. коронографом LASCO С2 в белом свете за пределами двух солнечных радиусов. На снимке показано и изображение Солнца, полученное в это же время телескопом SOHO/EIT в линии 30.4 нм. Корональные выбросы массы — особенно частое явление в годы высокой солнечной активности. Фото ESA и NASA.

В начале 1970-х гг., когда американский астронавт Э. Гибсон готовился к полету на орбитальной космической лаборатории "Skylab" в качестве астронома — наблюдателя Солнца, он написал книгу "Спокойное Солнце", в которой в доходчивой форме изложил основные представления по физике Солнца. "Спокойное Солнце" — идеализированный объект, служащий отправной точкой для изучения всех солнечных явлений. Наиболее важным результатом, полученным тогда при наблюдении рентгеновских изображений Солнца из космоса, стали новое открытие известного ранее явления — "корональных дыр" (темные участки в короне) и отождествление их с источниками квазистационарных потоков высокоскоростного — солнечного ветра. Сейчас мы знаем, что солнечная корона очень неоднородна,

В техническом состоянии "SOHO" отмечались сбои, к счастью не катастрофические. Очень тревожное событие произошло 25 июля 1998 г., когда вследствие ряда допущенных технических ошибок были даны команды для разворота платформы, приведшие к потере связи, невозможности управления и правильной ориентации на Солнце. Крайне опасную ситуацию исправили к ноябрю 1998 г., выждав, пока космический аппарат постепенно повернется к Солнцу панелями для снабжения электроэнергией. Большинство приборов сохранили работоспособность. Однако 21 декабря 1998 г. вышел из строя единственный оставшийся в рабочем состоянии гиродин, необходимый для поддержания стабильной трехосной ориентации. После серии маневров аппарат перешел 1 февраля 1999 г. в режим принудительного поддержания трехосной стабилизации благодаря использованию специальной программы включения небольших корректирующих двигателей. Запасов топлива для такого режима работы, по-видимому, должно хватить больше чем на 10 лет, а точность поддержания стабильной ориентации оказалась даже значительно выше, чем в прежнем режиме (с гиродинами). Первоначально установленный срок работы обсерватории продлен до марта 2003 г., а по недавно принятому решению — до марта 2007 г.

Остановимся на наиболее важных научных достижениях в работе солнечной и гелиосферной обсерватории, о которых кратко уже говорилось.

Солнечная корона, сфотографированная коронографом LASCO C2 в белом свете 25 октября 2002 г. в 11 ч 26 мин (а) и в 21ч 26 мин (б) по Гринвичу. Этот свет пришел из фотосферы и был рассеян электронами в короне. Сравнение изображений дает возможность исследовать распределение плотности ионизованного газа и его динамику в короне Солнца на расстояниях от 2 до 4 солнечных радиусов (диск закрыт, а его размер показан внутренним кружком). Сила тяжести еще сильно сдерживает скорость истечения потоков плазмы от Солнца в хорошо различимых лучевых структурах. Фото ESA и NASA.

СВЕТИМОСТЬ СОЛНЦА

По существу, лишь сейчас происходит формирование нового взгляда на Солнце, его недра, атмосферу и более далекое окружение, вплоть до межзвездой среды — гелиосферы. Основные научные вопросы, поставленные при обосновании проекта "SOHO", сформулированы его создателями в 1980-х гг. Каковы структура и динамика недр Солнца? Почему существует корона Солнца, и как она нагревается? Где и как ускоряется солнечный ветер? Эти три основных вопроса возникли в результате длительной предыстории исследований Солнца и гелиосферы. Сегодня можно услышать, что «"SOHO" революционизировало наши представления о Солнце» или «"SOHO" видит новое Солнце».

В максимуме активности Солнце светит ярче во всех участках излучения от радио— до рентгеновского диапазона (Земля и Вселенная, 1983, № 4). Прибор VIRGO с высокой точностью измеряет полное солнечное излучение и его распределение по спектру. В области крайнего ультрафиолета работает аппаратура CELIAS/SEM и CDS. Телескоп EIT получает изображения Солнца в четырех узких спектральных участках данного диапазона. Ультрафиолетовое излучение Солнца, поглощаемое верхней атмосферой Земли, приводит к сильным изменениям ее температуры, плотности, состава ионов и ветров на больших высотах. Ученые склонны думать, что это один из важных ключей к пониманию и климатических изменений на Земле, поэтому подобные долговременные наблюдения необходимы.

Полная мощность электромагнитного излучения Солнца на орбите Земли (солнечная постоянная) составляет в среднем около 1366 Вт/м² (Земля и Вселенная, 2002, № 6). Его основная энергия, сосредоточенная в видимой и инфракрасной области спектра, поступает к нам

Изображение солнечной короны в эмиссии самой сильной спектральной линии главного элемента на Солнце — водорода (линия серии Лайман-альфа), полученное коронографом-спектрографом UVCS 25 октября 2002 г. (05 ч 36 мин по Гринвичу). Сравните с видом и формой короны, наблюдаемой коронографом LASCO C2 в белом свете (снимок на стр. 7). В этом различии заключена богатая физическая информация, которая еще не до конца расшифрована. Фото ESA и NASA.

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца меняется в ходе цикла гораздо сильнее — на десятки и сотни процентов, в зависимости от спектрального интервала. Благодаря высокой пространственной, спектральной и временной разрешающей способности приборов "SOHO" накоплен ценнейший материал об интегральном и парциальном излучении всего диска, лимба и отдельных их элементов. Сейчас продолжается обработка данных, получаемых телескопом EIT в четырех линиях крайнего ультрафиолетового излучения, отвечающих условиям их возбуждения в хромосфере и короне при температурах от нескольких десятков тысяч до 1.5-2 х 10⁶ К спектрометром CDS для корональной диагностики, а также спектрорадиометром SUMER.

Оказывается, что солнечная постоянная немного варьируется даже в течение одного оборота Солнца, длящегося около 25 сут. Прохождение в течение суток достаточно крупного пятна или группы пятен через центральный меридиан светила сопровождается относительно небольшим, но резким понижением светимости — примерно на 0.1%. Перед этим понижением и сразу после него, как правило, следует несколько более длительное возрастание светимости, обусловленное факельными полями в активных областях вокруг пятна. Факельные поля соседствуют с пятнами и больше их по площади. В результате возникает довольно сложная и нерегулярная модуляция солнечного излучения в течение одного оборота Солнца, причем суммарный вклад факельных полей и грануляционной сетки вокруг них, по-видимому, несколько преобладает над вкладом пятен. Парадоксально, но факт: об излучении Солнца в видимом свете мы знаем меньше, чем об излучении в линиях крайнего ультрафиолетового диапазона.

Дело в том, что солнечный телескоп EIT позволил "разглядеть" и исследовать с высокой точностью в течение целого ряда лет все мельчайшие детали на изображениях Солнца, которые умещаются на матрице размером 1024 х 1024 пикселей (одна элементарная ячейка изображения). Ничего подобного в видимом и инфракрасном диапазоне до сих пор сделано не было, и это остается одной из важных и трудных задач. Подчеркнем, что речь идет о долговременных и точных наблюдениях из космоса, не отягченных влиянием атмосферных помех.

НЕДРА СОЛНЦА

В настоящее время наука не располагает способами проведения непосредственных измерений в крайне горячих недрах Солнца. Поэтому все сведения о них остаются косвенными, т.к. связаны с моделями внутреннего строения Солнца. Сейчас большинство исследователей опирается в своем поиске на "стандартную модель Солнца", сформировавшуюся в середине XX в. В ее основе лежит представление о Солнце как о сферически симметричном теле с известным составом, светимостью, массой и радиусом, в центре которого идут постоянные термоядерные реакции с большим выделением энергии. Предполагается, что внутренние слои, где перенос энергии осуществляется в основном излучением фотонов, находятся в гидростатическом равновесии, а во внешних слоях происходит конвективное перемешивание на определенной постоянной глубине. Напомним, что, согласно этой модели, температура поверхности Солнца составляет 5780 К, а в центре она выше 15 х 10⁶ К. Средняя плотность солнечного вещества равна 1.4 г/см³. Плотность увеличивается к центру примерно до 160 г/см³. Около 3/4 всей массы Солнца приходится на водород, порядка 1/4 — на гелий. Остальные элементы в отдельности составляют лишь малые доли процента. Модель постоянно совершенствуется. Однако вопрос о точности стандартной модели не так прост и является дискуссионным.

Используя стандартную модель, можно вычислить распределение основных физических параметров, таких как температура, плотность, давление, а по ним определить темп ядерных превращений и количество возникающих нейтрино. Нейтрино уносят от Солнца энергию, сравнимую с той, что несет свет. Как известно, нейтрино слабо взаимодействуют с веществом. Их очень трудно даже зарегистрировать, не говоря уже о детальном исследовании, так что свойства этих частиц далеко не изучены. Измерения потока нейтрино от Солнца поначалу казались прямым способом проверки стандартной модели Солнца. Известно, что нейтрино быстро (за 8 мин) прилетают к Земле непосредственно из"ядерного котла" и несут информацию о процессах в солнечном ядре, где они родились. Первые же измерения потока нейтрино, выполненные в 1967 г. Р. Дэвисом (Южная Дакота, США), показали их дефицит по сравнению с расчетными значениями. Этот принципиально важный и обескураживающий результат неоднократно подтверждали наблюдения на различных установках в течение последующих десятков лет. Тем временем стало совершенно ясно, что первоначальное представление о сохранности и неизменности свойств потока рожденных нейтрино было слишком наивным и, строго говоря, неверным. По пути от места рождения до Земли они действительно могут частично превратиться в ранее неизвестные разновидности, которые не регистрируются установками, поэтому ускользают от наблюдателя. Так решается в наши дни "проблема дефицита солнечных нейтрино" (Земля и Вселенная, 2002, № 4). Насколько это решение правильное, покажут будущие исследования Солнца и свойств нейтрино.

Обсерватория "SOHO" не может измерить потоки нейтрино, но помогает больше узнать о строении недр Солнца другими способами, и в первую очередь — методами гелиосейсмологии.

ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ

Солнце — огромный шар с радиусом около 700 тыс. км, он слегка колеблется и пульсирует. Исследуя частотные спектры, амплитуды, фазы, форму и другие характеристики этих колебаний, можно косвенно определить многие его внутренние свойства — подобно тому, как сейсмологи изучают недра Земли. По аналогии этот метод назвали "гелиосейсмология" (Земля и Вселенная, 1983, № 3; 1992, № 2). Гелиосейсмология зародилась всего лет тридцать-сорок назад, когда в начале 60-х гг. XX в. были открыты пятиминутные колебания в фотосфере, поначалу казавшиеся совершенно беспорядочными и случайными и лишь спустя несколько лет получившие правильное объяснение как собственные акустические колебания, захваченные во внешних слоях неоднородно нагретого шара с температурой, растущей к центру. Сейчас это обширная и стремительно развивающаяся область знаний со своим арсеналом экспериментальных и теоретических методов исследования. Кроме "солнечников" и математиков ею увлеченно занимаются геофизики. Изучая слабо затухающие собственные и вынужденные колебания, важно иметь непрерывные ряды данных. Для изучения коротких импульсных откликов необходимо хорошее временное разрешение приборов. Поскольку речь идет о слабых сигналах, нужны достаточно высокая чувствительность измерений и выполнение ряда условий. Удовлетворить всем требованиям наземным обсерваториям довольно трудно, хотя наблюдения с Земли имеют и свои неоспоримые преимущества.

На обсерватории "SOHO" гелиосейсмологические наблюдения проводятся при помощи специального интерферометра MDI, который измеряет магнитные поля и скорости движения на поверхности Солнца путем спектроскопических наблюдений эффектов Зеемана и Доплера. Используемая приемная матрица размером 1024 х 1024 пикселей позволяет прослеживать акустические моды вплоть до высоких порядков — I >120. Собственные колебания шара характеризует набор трех чисел (n, l, m), задающих число узлов (нулей) по радиусу, широте и долготе соответственно.

Огромный протуберанец в виде яркой петли удерживается магнитными полями в короне Солнца. Температура плазмы в протуберанце (десятки тысяч градусов) намного ниже, чем в невидимом на этом снимке окружающем более горячем веществе сильно разреженной короны. Снимок сделан 14 сентября 1999 г. телескопом SOHO/EIT в линии гелия с длиной волны 30.4 нм. Такие высокие протуберанцы иногда целиком или частично выбрасываются в гелиосферу со скоростями до сотен или даже более тысячи километров в секунду. Фото ESA и NASA.

Предварительные результаты, возможно, указывают на то, что радиус Солнца за несколько лет на фазе роста 23-го солнечного цикла уменьшился на 4-6 км, убывая в среднем на 1-2 км в год. Надежность данного результата не очень велика, поскольку он получен путем интерпретации гелиосейсмологических наблюдений, которые сами требуют проверки и обоснований. Сейчас уже довольно четко вырисовывается картина, объясняющая повышенный поток излучения от Солнца в годы максимума в основном увеличением его температуры, а не эффективного радиуса, который хотя и меняется, но не так значительно, да к тому же в противоположную сторону (сжатие). Если этот вывод подтвердится, то придется искать ответ на вопрос, почему в максимуме активности Солнце светит ненамного ярче, а его радиус почти неизменен или даже несколько уменьшен. Напомним, что самогравитирующее равновесное тело (звезда) при нагревании не расширяется, а сжимается. Именно такого поведения следует ожидать и от Солнца, но сомнения остаются. Они связаны, в первую очередь, с тем, что наша звезда как система не равновесна. Так все же: почему Солнце светит в годы максимума чуть-чуть ярче и этот процесс носит циклический характер? Как связаны изменения светимости с магнитными полями, дифференциальным вращением Солнца, возникновением, движением и гибелью наблюдаемых неоднородностей в его атмосфере? Меняются ли при этом интенсивность лучистого переноса энергии между ядром и конвективной зоной, а также собственная потенциальная энергия в поле тяжести? Или по каким-либо причинам периодически усиливается и ослабляется вынос энергии к поверхности Солнца из конвективной зоны, а более глубокие недра остаются не вовлеченными в эти процессы? Мы до сих пор не знаем, в каком виде поступает дополнительная энергия к поверхности Солнца, прежде чем излучиться. Возможно, что при этом усиливается конвективный вынос тепла, но могут быть и другие варианты: дополнительный нагрев волнами за счет их вязкой или джоулевой диссипации. Для ответа на эти вопросы необходимо лучше понимать процессы генерации, распространения и затухания акустических, магнитогидродинамических и гравитационных возмущений на Солнце. А может быть, источником нагрева и повышенной яркости служат более мощные электрические токи? Действительно, ведь и магнитная активность выше именно в годы максимума. Более того, прослеживается связь между магнитными полями и разогретыми участками в активных областях на Солнце. В местах с наиболее сильными магнитными полями образуются солнечные пятна — самые темные участки на поверхности Солнца. Согласно теории, такая связь неоднозначна. Магнитные поля в неравновесной плазме могут и усиливать, и подавлять процессы переноса энергии. Тем не менее многие специалисты придерживаются этой точки зрения, пока не доказанной. Высказывается и противоположное мнение — магнитная активность не первопричина циклических изменений энерговыделения и цикличности процессов на Солнце, а, скорее, наоборот — более мощные процессы переноса тепловой, механической и потенциальной энергии в поле сил тяжести сами служат регуляторами магнитной активности.

Гелиосейсмологические исследования на обсерватории "SOHO" строятся следующим образом. Данные прибора MDI используются для реконструкции радиального профиля скорости звука в недрах Солнца в рамках стандартной модели. Таким путем удается получить неплохое согласие с этой моделью, а все остающиеся относительно небольшие отклонения используются для введения всевозможных поправок и уточнений, связанных с более детальным учетом особенностей химического состава, расщепления спектральных линий в гелиосейсмограммах из-за вращения Солнца, вклада магнитных полей, движений вещества и других факторов. В частности, структура дифференциального вращения внутри Солнца выглядит совсем не так, как считалось совсем недавно. Оживились дискуссии о внутреннем магнитном поле Солнца. Основание конвективной зоны, помещаемое сейчас в модели на расстоянии 0.713 солнечного радиуса от центра, повидимому, не меняет своего положения в пределах ошибок измерения. Собственные частоты акустических колебаний увеличиваются с ростом солнечной активности — от ее минимума в 1996 г. до максимума в 2001 г. Все найденные отклонения от стандартной модели при этом растут с частотой и номером гармоник. Простым уменьшением солнечного радиуса данное явление объяснить, вероятно, нельзя, и сейчас идет поиск других возможных причин, связанных с изменениями температуры и магнитных полей. Стоит отметить, что наземные и космические гелиосейсмологические данные не вполне удается согласовать друг с другом. Ни о какой серьезной "смене парадигм" пока говорить не приходится. Кто знает, что ждет исследователей впереди?

Наиболее заметные отклонения в скорости звука от стандартной модели Солнца прослеживаются вблизи дна конвективной зоны на расстояниях около 0.7 солнечного радиуса от центра. Причину расхождения сейчас склонны видеть в том, что стандартная модель совсем не учитывает перемешивание состава ниже дна конвективной зоны. В действительности перемешивание вовсе не исключено, что может приводить к устранению гелиевого избытка, снижению среднего атомарного веса и увеличению скорости распространения звука в узком слое под дном конвективной зоны, давая объяснение наблюдаемым отклонениям от стандартной модели. Относительные сдвиги частот изменяются от самых малых значений до величин порядка 0.01%. Акустическая гелиосейсмология ограничена интервалом частот 1-5 мГц, поэтому области вблизи центра Солнца на расстояниях менее 0.1 и вблизи его поверхности на расстояниях более 0.95 солнечного радиуса оказываются плохо изученными.

Что касается ожидаемых гравитационных колебаний Солнца (Земля и Вселенная, 1977, № 6), то амплитуда их настолько мала, что они пока не выявлены ни в каких наблюдениях, несмотря на огромный интерес и исследования на протяжении многих лет. Ожидаемый спектр этих колебаний лежит ниже предельной частоты — около 0.47 мГц, обусловленной всплыванием магнитных трубок. Интерес к гравитационным модам колебаний связан с тем, что именно они представляются сейчас наиболее удобными для исследования солнечного ядра.

ДРУГИЕ ДАННЫЕ С "SOHO"

Зональные течения в Северном и Южном полушариях Солнца имеют структуру в виде полос, движущихся друг относительно друга со скоростью около 5 м/с и мигрирующих в ходе солнечного цикла, проникая при этом на глубину до 50 тыс. км. Картина зональных и меридиональных течений на Солнце меняется в течение цикла как на его поверхности, так и в недрах, согласно данным гелиосейсмологического зондирования с использованием наземных наблюдений и прибора MDI. Подтверждается существование полосы зональных течений, дрейфующих к полюсу, хотя есть ряд противоречивых утверждений, в особенности относительно глубинных слоев. Меридиональные течения ослабевали при продвижении от минимума к максимуму текущего цикла солнечной активности.

Линии равной угловой скорости дифференциального вращения внутри Солнца, построенные по гелиосейсмологическим данным SOHO/MDI. Согласно такой реконструкции, быстрее всего вращаются экваториальные участки внутри конвективной зоны. Нижняя граница этой зоны показана пунктиром. Затемнен участок, где указанный метод не дает надежных результатов. По осям отложены доли солнечного радиуса. Рисунок ESA и NASA.		Редкое явление зафиксировал коронограф LASCO C2: приближение к Солнцу сразу двух комет. Они видны в нижнем правом углу. Фотография сделана незадолго до их гибели в атмосфере Солнца 1 и 2 июня 1998 г. Фото ESA и NASA.

---

Солнечные пятна — поверхностные тепловые структуры, а вовсе не глубинные, как думали исследователи. Локальная гелиосейсмология указывает на переход от холодного к более горячему веществу уже на относительно небольшой глубине — около 5000 км от поверхности. Вырисовывается ярусная картина восходящих и нисходящих тороидальных вихревых движений под пятном.

Идентифицировано свыше 1100 спектральных линий в области крайнего ультрафиолетового и рентгеновского излучения, более 150 из которых выявлены впервые. Кардинально пересмотрен важный диапазон длин волн короче 110 нм. Создан новый атлас излучений для спокойного Солнца, корональных дыр и активных областей, который послужит основой для диагностики и исследования процессов в хромосфере и короне.

Скорость истечения солнечного ветра в области до трех солнечных радиусов из экваториальных корональных дыр в годы максимума в 3-5 раз меньше, чем из больших полярных корональных дыр в годы минимума, так что основное ускорение ветра может происходить на больших расстояниях за пределами трех солнечных радиусов.

Наблюдались случаи движения сгустков вещества не от Солнца, а к нему в поле зрения коронографа LASCO. По мнению автора данной статьи, эти наблюдения подтверждают теоретические представления о существовании турбосферы с сильно нестационарной и несферической границей — турбопаузой вокруг Солнца. За пределами этой границы все вещество неминуемо удаляется от него в виде солнечного ветра.

Зарегистрировано около 400 случаев падения комет на Солнце. Большинство принадлежит кометному семейству Кройтца. Наблюдались фрагментации их ядер на расстоянии 4-6 солнечных радиусов. С учетом наблюдений на КТХ сделан вывод о чрезвычайно низкой плотности и рыхлости пористого льда в кометном веществе в момент гибели кометы — всего лишь 15-30 кг/м³.

ПЕРСПЕКТИВЫ ИЗУЧЕНИЯ СОЛНЦА

В октябре 2002 г. состоялся Второй всемирный космический конгресс в Хьюстоне (США). На нескольких его симпозиумах обсуждены результаты исследований Солнца и гелиосферы, намечены новые эксперименты, причем во многом эти планы исходят из анализа достижений последних лет на обсерватории "SOHO". Была рассмотрена идея проведения Всемирного гелиофизического года в 2007-08 гг. — через 50 лет после Всемирного геофизического года (1957-58 гг.). На специальном симпозиуме в рамках совместной Ассамблеи Европейского геофизического союза, Европейского союза наук о Земле и Американского геофизического союза в апреле 2003 г. в Ницце (Франция) рассмотрены конкретные предложения по данному вопросу.

Сейчас помимо "SOHO" в космосе работают научные спутники "Коронас-Ф" (Земля и Вселенная, 2002, № 6), "TRACE", "GENESIS", АМС "Ulysses" и некоторые другие, исследующие Солнце, его атмосферу и гелиосферу. Разрабатываются международные и национальные проекты, в том числе европейский проект "Solar Polar Orbiter" для изучения неисследованных ранее полярных и высокоширотных солнечных участков и гелиосферы ближе к Солнцу. В ряде стран идут работы над проектами стереоскопических наблюдений Солнца из космоса одновременно с двух или даже нескольких аппаратов. Обсуждается проект полета КА непосредственно в корону Солнца на расстояние 4-8 солнечных радиусов. Близок к реализации японский проект "Solar В", нацеленный на детальное исследование магнитной активности Солнца с орбиты ИСЗ. Исследования, начатые на "SOHO", будут продолжены с более высоким пространственно-временным разрешением и совершенной аппаратурой на крупной солнечной динамической обсерватории "SDO", которую в ближайшие несколько лет планирует создать и запустить в космос NASA. В этом крупном проекте примут участие и ученые европейских стран. Во Франции разрабатываются программы прецизионных измерений диаметра, формы и дифференциального вращения Солнца, а также солнечной постоянной с использованием небольших спутников. Китайские ученые совместно с зарубежными партнерами создают крупный (метровый) солнечный телескоп рефракторного типа для работы в космосе. Есть очень интересные предложения и оригинальные разработки по исследованию Солнца и гелиосферы из космоса у российских ученых, но сейчас выделяется очень мало средств для их осуществления. На фоне такой активности во всем мире недостаточная поддержка российских научных организаций в предстоящих исследовательских проектах по физике Солнца и гелиосферы вызывает тревогу за будущее этой науки в нашей стране. Ведь предстоящее десятилетие многие рассматривают как "золотой период" в исследованиях Солнца и гелиосферы.

«Земля и Вселенная» 2003 №3, с. 41 Информация Умолк "Пионер-10" В конце февраля 2003 г. стало известно, что прекратилась (навсегда ли?) связь с американской межпланетной станцией "Пионер-10", запущенной 31 год назад (3 марта 1972 г.). "Пионер-10" — первый космический аппарат, который приблизился к Юпитеру (в декабре 1973 г.), прошел примерно в 130 тыс. км от этой, самой большой, планеты Солнечной системы и передал на Землю фотографии со множеством тонких деталей и данные о мощном магнитном поле и обширном радиационном поясе. АМС и установленная на ней научная аппаратура не пострадали при пролете "Пионера-10" через Главный пояс астероидов (между орбитами Марса и Юпитера) и над экваториальными районами Юпитера, где особенно интенсивна радиация в поясе, существование которого предполагалось еще в середине 50-х гг. Это предположение основывается на открытии радиоизлучения Юпитера (Б.Ф. Барк и В. Франклин, США, 1955 г.), указывающем на то, что планета обладает магнитным полем, значительно превосходящим земное, и, вероятно, имеет обширный радиационный пояс. После пролета вблизи Юпитера приборы АМС продолжали работать более трех десятилетий, хотя приходящий на Землю сигнал, конечно, постепенно слабел. Один из последних сигналов связи состоялся 14 июля 2002 г. Для радиоконтакта использовалась станция дальней связи под Мадридом. К этому времени сигнал преодолевал расстояние от АМС до Земли более чем за 11 ч. "Пионер-10" находился примерно в два раза дальше от Солнца, чем Плутон, и все еще летел к границам Солнечной системы (ведь до "облака комет Оорта" очень далеко!). В нашем журнале информация о "Пионере-10" публиковалась на протяжении всего времени полета космического аппарата (Земля и Вселенная, 1972, №4; 1974, № 2; 1977, № 3; 1996, № 3; 1997, № 4; 1998, № 3; 2000, № 4; 2001, № 5; 2003, № 1). Полет все еще безмолвного "Пионера-10" продолжается. КА мчится по направлению к Альдебарану, и пройдет не менее двух миллионов лет, прежде чем он, возможно, окажется "вблизи" этой звезды. Обнаружит ли "кто-нибудь" находящееся на борту АМС послание землян, адресованное внеземной цивилизации?.. Е.П. ЛЕВИТАН