Ричард А. Проктор

«Сглаженные неровности: Серия популярных очерков по научным вопросам»

Страница 1 из 12 · 55 262 зн. · 63 мин. чтения

ТРУДНЫЕ ПУТИ, СТАВШИЕ ГЛАДКИМИ

СЕРИЯ

Популярных очерков на научные темы

АВТОР:

РИЧАРД А. ПРОКТОР

НОВОЕ ИЗДАНИЕ

ЛОНГМАНС, ГРИН И КО.

39 ПАТЕРНОСТЕР-РОУ, ЛОНДОН; НЬЮ-ЙОРК И БОМБЕЙ

1903

«Пусть знание растет от большего к большему» Теннисон

ПРЕДИСЛОВИЕ.

Мне вряд ли нужно объяснять план настоящей работы, поскольку я уже — представляя свои книги «Легкая наука для часов досуга», «Научные тропы» и «Приятные пути в науке» — описал метод, по которому, на мой взгляд, следует писать подобные трактаты. Эта работа посвящена схожим темам в схожей манере; однако я полагаю, что опыт, приобретенный мною при написании других работ по тому же плану, позволил мне избежать в настоящем труде некоторых недостатков, которые я обнаружил в предыдущих.

Список тем достаточно полно отражает охват настоящего тома. Некоторые из них, судя по названиям, могут показаться никак не связанными с наукой, но читатель убедится, что все они рассматриваются исключительно с точки зрения их научного значения, хотя и в доступных, нетехнических выражениях.

РИЧАРД А. ПРОКТОР.

Пароход «Аризона», Ирландское море, 18 октября 1879 г.

СОДЕРЖАНИЕ.

PAGE

THE SUN'S CORONA AND HIS SPOTS.

SUN-SPOTS AND COMMERCIAL PANICS.

NEW PLANETS NEAR THE SUN.

RESULTS OF THE BRITISH TRANSIT EXPEDITIONS.

THE PAST HISTORY OF OUR MOON.

A NEW CRATER IN THE MOON.

THE NOVEMBER METEORS.

111

EXPECTED METEOR SHOWER.

117

COLD WINTERS.

125

OXFORD AND CAMBRIDGE ROWING.

148

ROWING STYLES.

169

ARTIFICIAL SOMNAMBULISM.

178

HEREDITARY TRAITS.

205

BODILY ILLNESS AS A MENTAL STIMULANT.

236

DUAL CONSCIOUSNESS.

259

ELECTRIC LIGHTING.

289

ТРУДНЫЕ ПУТИ, СТАВШИЕ ГЛАДКИМИ.

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА И СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА.

Один из важнейших результатов наблюдений, сделанных во время затмения 29 июля 1878 года, указывает на существование, так сказать, закона симпатии между солнечной короной и солнечными пятнами. Исследование этой связи, как мне кажется, может привести к весьма интересной серии изысканий, результатом которых, возможно, станет истолкование не только самой этой связи, если она действительно существует, но и загадки периода солнечных пятен. Я называю период солнечных пятен загадочным, потому что даже если мы допустим (чего, я думаю, мы сделать не можем), что солнечные пятна каким-то образом порождаются воздействием планет на Солнце, все равно останется полной тайной, как именно действует это влияние. Когда тщательно рассматриваются все известные факты, касающиеся солнечных пятен, ни одна из выдвинутых теорий не кажется сколько-нибудь удовлетворительной, в то время как даже не было сделано попыток объяснить их периодическое увеличение и уменьшение в числе. Это кажется мне одной из самых интересных проблем, с которыми астрономам приходится иметь дело в настоящее время; и я не теряю надежды увидеть ее удовлетворительное решение в недалеком будущем. Если признание симпатии между короной и солнечными пятнами будет удовлетворительно установлено, будет сделан важный шаг вперед — возможно, даже окажется, что найден ключ к этой загадке.

Теперь я предлагаю рассмотреть, во-первых, достаточно ли у нас доказательств по этому вопросу, а затем обсудить некоторые идеи, подсказанные отношениями, которые, как было признано, существуют между солнечными пятнами, хромосферой, цветными протуберанцами и зодиакальным светом.

Данные недавних затмений вне всяких сомнений указывают на то, что в годы, когда солнечных пятен было много, в 1870 и 1871 годах, корона, по крайней мере в дни полных солнечных затмений в те годы, имела вид, совершенно отличный от вида короны, наблюдаемой 29 июля 1878 года, когда на Солнце почти не было пятен. Это будет более подробно показано далее. В настоящее время необходимо отметить лишь (1) что, тогда как в 1870 и 1871 годах внутренняя корона простиралась по меньшей мере на 250 000 миль от Солнца, в 1878 году она достигала высоты лишь около 70 000 миль; (2) в 1870 и 1871 годах она обладала весьма сложной структурой, тогда как в 1878 году четкую структуру можно было распознать только в двух частях внутренней короны; (3) в 1871 году корона была розовой, тогда как в 1878 году — жемчужно-белой; (4) в 1871 году корона была в десять раз ярче, чем в 1878 году; наконец, в 1871 году свет короны частично исходил от светящегося газа, тогда как в июле 1878 года свет исходил главным образом, если не полностью, от светящегося твердого или жидкого вещества. Я должен здесь указать, что свидетельство об изменении, каким бы удовлетворительным оно ни было само по себе, было бы совершенно недостаточным для установления общей теории о том, что корона симпатизирует солнечной фотосфере особым образом, предложенным недавними наблюдениями затмений. Мало существует практик, столь ненаучных или столь склонных привести к ошибочным теоретизированиям, как построение общей теории на малом числе наблюдений. В данном случае мы имеем, по сути, лишь одно наблюдаемое соответствие, хотя наблюдения, устанавливающие его, образуют серию. Было показано, что в том, что касается особого периода солнечных пятен от минимума 1867 года до минимума 1878 года, существовало определенное соответствие между видом короны и состоянием поверхности Солнца в отношении пятен. Делать предположение на основе этого единственного соответствия, что корона и солнечные пятна связаны таким же образом, было бы крайне рискованно. Мы действительно можем обнаружить, рассматривая другие вопросы, что вероятность существования общей связи такого рода настолько велика априори, что для установления факта ее существования потребовалось бы лишь незначительное прямое доказательство. Но следует помнить, что до того, как было пронаблюдено затмение 1878 года с тем особым результатом, который я отметил, немногие были достаточно смелы, чтобы утверждать о вероятном существовании какой-либо подобной связи; и, конечно, никто не утверждал, что эта вероятность очень велика. Я действительно верю, что никто не высказывался более определенно в пользу теории о том, что корона, вероятно, симпатизирует солнечным пятнам, чем я сам до недавнего затмения; но, безусловно, я не был бы тогда готов сказать, что считаю доказательства очень сильными.

Следовательно, мы должны искать доказательства более удовлетворительного рода.

Хотя в течение двух столетий, предшествовавших изобретению спектроскопа и началу проводимых ныне физических исследований Солнца, наблюдения затмений проводились не очень тщательно, у нас все же есть некоторые записи о виде короны в различных случаях, которые, в сочетании с известным законом периодичности солнечных пятен, могут позволить нам обобщать более уверенно, чем мы могли бы сделать на основе наблюдений в течение нынешнего периода пятен, хотя эти наблюдения были гораздо точнее старых. Я предлагаю изучить некоторые из них. Разумеется, я должен сделать некоторый отбор. Мне вряд ли нужно говорить, что даже если бы не существовало такой связи, на которую указывают недавние наблюдения, и если бы моей целью было просто доказать, что такая связь существует или что ее нет, я мог бы очень легко представить читателю этих страниц то, что выглядело бы как самое удовлетворительное доказательство реальности этой связи. Однако я должен попросить его поверить, что моя цель — установить, где лежит истина. Я не стану включать ни одного наблюдения короны только потому, что оно кажется особенно благоприятным для теории о том, что корона симпатизирует фотосфере, и не стану опускать ни одного, потому что оно кажется определенно противоречащим этой теории. Чтобы предотвратить любую возможность неосознанной предвзятости, я возьму серию наблюдений короны, собранную мной самим в силу их внутреннего интереса несколько лет назад, когда у меня не было мыслей о какой-либо теории относительно периодических изменений в короне — а именно, серию, включенную в шестую главу моего трактата о Солнце. Каждое из этих наблюдений я рассмотрю в связи с известным состоянием Солнца в отношении пятен, и те результаты, которые кажутся ясно свидетельствующими — благоприятно или неблагоприятно — о теории, которую мы исследуем, я представлю читателю.

Кеплер, чье внимание было специально привлечено к предмету света, видимого вокруг Солнца во время полного затмения, определенными утверждениями, которые Клавий сделал относительно затмения 1567 года, описывает затмение 1605 года в следующих выражениях: «Все тело Солнца было полностью закрыто на короткое время, но вокруг него сиял яркий свет красноватого оттенка и равномерной ширины, который занимал значительную часть небес». Можно справедливо предположить, что корона, увиденная таким образом, по протяженности напоминала корону 1871 года. Яркая корона, достигающая, подобно той, что наблюдалась во время затмения в июле 1878 года, высоты лишь около 70 000 миль от поверхности Солнца, безусловно, не была бы описана Кеплером как занимающая значительную часть небес, ибо высота в 70 000 миль соответствовала бы лишь примерно двенадцатой части диаметра Солнца; и столь узкое кольцо было бы описано совсем иначе. По-видимому, в 1605 году наблюдалась корона, которая соответствовала той, что наблюдается, когда на поверхности Солнца много пятен. У нас нет записей о состоянии Солнца в отношении пятен в 1605 году; но мы знаем, что 1615 год был годом множества пятен, а 1610 год — годом немногих пятен; откуда мы можем уверенно заключить, что 1605 год был годом множества пятен. Таким образом, этот случай говорит в пользу теории, которую мы исследуем.

Попутно мы можем спросить, не может ли наблюдение Клавия, которое озадачило Кеплера, пролить некоторый свет на наш предмет. Клавий говорит, что затмение 1567 года, которое должно было быть полным, было кольцеобразным. Обычное объяснение этого состоит в том, что корона была чрезвычайно яркой вблизи Солнца. И хотя Кеплер считал, что его собственное наблюдение широкой красноватой короны удовлетворительно устранило трудность Клавия, представляется довольно ясным, что корона, увиденная Клавием, должна была сильно отличаться от короны, увиденной Кеплером. На самом деле первая должна была быть похожа на корону, увиденную в июле 1878 года, гораздо меньшую, чем в среднем, но соответственно увеличенную в блеске. Теперь, что касается периода солнечных пятен, мы можем вернуться к 1567 году, хотя и не так уверенно, как хотелось бы. Принимая средний период солнечных пятен за одиннадцать лет и рассчитывая назад от минимума пятен в 1610 году, мы получаем четыре года минимального солнечного возмущения: 1599, 1588, 1577 и 1566. Мы получили бы тот же результат, если бы использовали более точный период, одиннадцать и одну девятую года, и приняли 1610,8 за эпоху наименьшего солнечного возмущения (1610,8 означает примерно середину октября 1610 года). Таким образом, 1567 год был годом немногих солнечных пятен, вероятно, занимая почти точно такое же положение в периоде солнечных пятен, как и 1878 год. Наблюдение Клавия, следовательно, говорит в пользу нашей теории.

Но здесь можно отметить еще одно наблюдение между наблюдениями Клавия и Кеплера. Йенсениус, наблюдавший затмение 1598 года в Торгау в Германии, заметил, что во время середины полной фазы затмения вокруг Луны сиял яркий свет. По этому случаю, отмечает Грант, общепринято было считать, что явление возникло из-за дефекта в полноте затмения, хотя Кеплер решительно утверждал, что такое объяснение противоречит соотношению между значениями видимых диаметров Солнца и Луны, вычисленному для времени затмения с помощью солнечных и лунных таблиц. Корона, следовательно, должна была напоминать ту, что видел Клавий, и поскольку 1598 год должен был быть очень близок ко времени наименьшего числа пятен, это наблюдение согласуется с теорией, которую мы исследуем.

Следующее наблюдение — это наблюдение, сделанное Уайбердом во время затмения 1652 года. Здесь возникает трудность, связанная со странным поведением солнечных пятен в период с 1645 по 1679 год. Согласно М. Вольфу, чье исследование этого предмета было очень тщательным и глубоким, максимум солнечных пятен был в 1639 году, за которым последовал минимум в 1645 году, по прошествии обычного интервала около шести лет; но максимум наступил в 1655 году, десять лет спустя, за которым последовал минимум в 1666 году, одиннадцать лет спустя, так что фактически между последовательными минимумами (1645 и 1666) прошло двадцать один год. Затем наступил максимум в 1675 году, девять лет спустя, и минимум в 1679 году, четыре года спустя. Между максимумами 1639 и 1675 годов, включая два периода пятен, прошло тридцать шесть лет. Насколько мне известно, нет другого примера столь долгого интервала для двух периодов пятен. Попутно я хотел бы заметить, насколько мало это обстоятельство согласуется с теорией о том, что солнечные пятна следуют точному закону, или что на основе наблюдений Солнца когда-либо можно будет найти средства для формирования достоверной системы прогнозирования погоды, даже если мы допустим (что всегда казалось мне очень смелым предположением), что земная погода напрямую зависит от хода периода солнечных пятен. Но здесь нерегулярность изменений пятен затрагивает нас лишь постольку, поскольку она мешает нам определить или даже угадать, каким могло быть состояние поверхности Солнца в 1652 году. Этот год последовал через семь лет после периода минимального возмущения и предшествовал трем годам периода максимального возмущения; но было бы небезопасно предполагать, что состояние Солнца в 1652 году было ближе к максимуму, чем к минимуму возмущения. Мы должны пропустить наблюдения короны Уайбердом в 1652 году, по крайней мере до тех пор, пока не будут получены прямые доказательства состояния Солнца из бумаг или записей наблюдателей того года. Я отмечу лишь, что Уайберд видел корону очень ограниченной протяженности, имевшую высоту даже не вдвое меньшую, чем высота многих протуберанцев, наблюдавшихся во время недавних затмений. Если бы теория, которую мы исследуем, была установлена вне всякого спора, мы были бы вынуждены сделать вывод, что 1652 год в действительности был годом минимального солнечного возмущения. Возможно, если бы мы вставили такой минимум между 1645 и 1666 годами, конечно, с соответствующим максимумом, дикая нерегулярность изменений солнечных пятен между 1645 и 1679 годами была бы до некоторой степени уменьшена.

Мы приближаемся к временам, когда проводились более удовлетворительные наблюдения короны и когда у нас также есть более полные записи о виде поверхности Солнца.

В 1706 году Плантад и Капье видели яркое кольцо белого света, простирающееся вокруг затмившегося Солнца на расстояние около 85 000 миль, но сливающееся с более слабым светом, который простирался не менее чем на четыре градуса от затмившегося Солнца, незаметно угасая, пока его свет не терялся на темном фоне неба. Это безошибочно соответствует такой короне, которую мы ожидали бы увидеть только во время множества солнечных пятен, если теория, которую мы исследуем, верна. Обращаясь к списку Вольфа, мы находим, что 1705 год отмечен как год максимального солнечного возмущения, а 1712 год — как год следующего минимума. Следовательно, 1706 год был годом множества солнечных пятен — фактически, 1706 год мог быть годом действительного максимального возмущения, ибо он находится в пределах сомнения, указанных Вольфом. Безусловно, корона, простирающаяся так далеко, как та, которую видели Плантад и Капье, подразумевала бы совершенно исключительную степень солнечного возмущения, если рассматриваемая нами теория верна.

В 1715 году Галлей дал следующее описание короны: «За несколько секунд до того, как Солнце было полностью скрыто, вокруг Луны обнаружилось светящееся кольцо шириной около дигита (двенадцатой части) или, возможно, десятой части диаметра Луны. Оно было бледно-белого или, скорее, жемчужного цвета, казалось мне слегка окрашенным в цвета радуги и концентричным с Луной». Он добавил, что кольцо казалось гораздо белее и ярче вблизи тела Луны, чем на расстоянии от него, и что его внешняя граница была очень плохо определена, казалось, определяясь только крайней разреженностью светящегося вещества. Французский астроном Лувиль дал похожее описание вида кольца. Он добавил, однако, что «в его яркости были прерывания, заставлявшие его напоминать лучистое сияние, которым художники окружают головы святых». Малость короны в этом случае соответствует описанию короны, увиденной в июле 1878 года; и хотя описание Лувилем разрывов наводит на мысль о несколько ином виде, все же в целом корона, увиденная в 1715 году, более близко напоминает ту, что была бы видна во время минимального солнечного возмущения, если нашей теории можно доверять, чем ту, что была бы видна во время максимального возмущения. Список Вольфа ставит 1712 год как год минимального возмущения с одним годом сомнения в ту или иную сторону, а середину 1817 года — как эпоху максимального возмущения с аналогичным диапазоном неопределенности. Случай, таким образом, сомнительный, но в целом склоняется к неблагоприятному. Я могу заметить, что из-за его неблагоприятного характера я отступил от правила, которое установил для себя: брать только случаи, включенные в мой трактат о Солнце. Ибо корона 1715 года не описана в этом трактате, так как она действительно не дает доказательств относительно этого солнечного придатка. Доказательства, приведенные в этом случае, вероятно, в некоторой степени затронуты неблагоприятными атмосферными условиями, при которых Галлей, безусловно, и Лувиль, вероятно, наблюдали затмение. В любом случае доказательства не сильны; только я хотел бы обратить внимание здесь на то обстоятельство, что если, продвигаясь вперед, мы придем к случаю, в котором доказательства явно против теории, которую мы исследуем, мы должны немедленно отказаться от теории. Ибо один случай несоответствия делает больше для разрушения теории относительно связи между теми или иными явлениями, чем сотня случаев согласия сделала бы в плане ее подтверждения.

В 1724 году Маральди заметил, что корона была шире сначала с той стороны, к которой приближалась Луна, а затем с той стороны, которую Луна покидала. Из этого мы можем сделать вывод, что корона в том случае была лишь узким кольцом, поскольку в противном случае небольшая разница в ширине, обусловленная эксцентричным положением Луны в начале и конце полной фазы, не была бы заметна. Теперь, 1723 год был годом минимального возмущения с одним годом сомнения в ту или иную сторону. Таким образом, 1724 год был, безусловно, годом немногих солнечных пятен и мог быть действительным годом минимального возмущения. Корона тогда имела вид, согласующийся с теорией, которую мы рассматриваем.

Мало какие затмения были изучены лучше, чем затмение 1733 года. Королевская академия наук Швеции пригласила всех, кто мог уделить время, помочь, насколько позволяли их способности, в записи явлений, представленных во время полной фазы. Пастор Стона Мальм утверждает, что в Катеринсхольме вокруг Солнца было кольцо высотой около 70 000 миль. (Конечно, это не его точные слова; на самом деле он заявил, что кольцо было шириной около дигита.) Это точная высота, приписанная корональному кольцу наблюдателями затмения прошлого года. Кольцо казалось красноватого цвета. Другой священнослужитель, Валлериус, также утверждает, что кольцо было этого цвета, но добавляет, что на значительном расстоянии от Солнца оно имело зеленоватый оттенок. Это наводит на мысль, что внешняя корона также была видна Валлериусу и что она имела значительную ширину. Красноватый цвет внутренней светлой части соответствовал бы цвету, который она имела бы, если бы состояла в основном из светящегося водорода. Если это действительно было ее строение, то теория, выдвинутая одним наблюдателем последнего затмения, о том, что во время минимального солнечного возмущения светящийся водород удаляется из короны, оказалась бы неверной. Ибо 1733 год был действительным годом минимального солнечного возмущения. Пастор Смоланда утверждает, что «во время полного затмения край диска Луны напоминал позолоченную латунь, а слабое кольцо вокруг него испускало лучи как в восходящем, так и в нисходящем направлении, подобные тем, что видны под Солнцем, когда надвигается ливень». Математический лектор Академии Чарльзштадта, М. Эдстрем, наблюдал эти лучи с особым вниманием: он говорит, что «они явно сохраняли то же положение, пока не исчезли вместе с кольцом при появлении Солнца». С другой стороны, в Линкопии лучей не видели. В целом из отчетов об этом затмении ясно, что внутренняя корона была яркой и узкой; лучи исходили из внешнего слабого кольца; но они были очень тонкими явлениями, легко скрываемыми атмосферной дымкой, и поэтому не везде наблюдались. Поскольку лучи были видны в июле 1878 года, в доказательствах, предоставленных затмением 1733 года, произошедшим во время немногих пятен, нет ничего, что определенно противоречило бы теории, которую мы рассматриваем. Но красноватый цвет короны, как уже отмечалось, является сомнительной чертой: в июле 1878 года яркая внутренняя корона была жемчужного цвета и блеска.

Во время затмения в феврале 1766 года корона имела четыре светящихся расширения и, по-видимому, имела большее расширение, чем мы ожидали бы в год минимального солнечного возмущения. Таким, однако, 1766 год, безусловно, был. Доказательства в этом случае неблагоприятны для нашей теории — не совсем решительно, но сильно. Ибо мы ожидали бы, что в год действительного минимального возмущения корона была бы еще уже, чем в 1878 году, который был годом, следующим за годом наименьшего возмущения. И опять же, сильно отличительной чертой короны июля 1878 года было отсутствие широких расширений, подобных тем, что наблюдались в 1870 и 1871 годах. Теперь, если эту особенность действительно следует приписать связи, существующей между короной и солнечными пятнами, мы должны были бы сделать вывод, что в 1766 году корона была бы еще более заметно однородной по форме. Существование четырех хорошо выраженных расширений в том случае заставляет нас предположить, что либо упомянутая связь не существует в действительности, либо корона может меняться от недели к неделе по мере изменения состояния поверхности Солнца, и что в феврале 1766 года Солнце было временно возмущено, хотя год в целом был годом минимального возмущения. Но поскольку эпохой действительного минимума была середина 1766 года, февраль 1766 года должен был быть временем очень слабого возмущения. Я не знаю о каких-либо наблюдениях Солнца, записанных за февраль 1766 года. В целом затмение 1766 года следует рассматривать как бросающее серьезное сомнение на связь, предполагаемую нашей теорией как существующую между короной и солнечными пятнами; и как склонное предположить, что в вопросе должен быть какой-то более широкий закон, чем тот, который мы рассматривали — если какая-либо связь действительно существует.

Отчет, данный доном Антонио д'Ульоа о виде, представленном короной во время полного затмения 1778 года, становится сомнительным из-за его ссылки на кажущееся вращательное движение нормальных лучей. Он говорит, что примерно через пять или шесть секунд после начала полной фазы вокруг темного тела Луны было видно блестящее светящееся кольцо. Кольцо становилось ярче по мере приближения середины полной фазы. «Примерно в середине затмения ширина кольца была равна примерно шестой части диаметра Луны. Казалось, из него исходит большое количество лучей неравной длины, которые можно было различить на расстоянии, равном диаметру Луны». Затем идет та часть описания д'Ульоа, которую кажется трудно принять. Он говорит, что корона «казалась наделенной быстрым вращательным движением, которое заставляло ее напоминать фейерверк, вращающийся вокруг своего центра». Цвет света, продолжает он, «не был однородным по всей ширине кольца. К краю диска Луны он казался красноватого оттенка; затем он менялся на бледно-желтый, и от середины к внешнему краю желтый постепенно становился слабее, пока, наконец, не казался почти совсем белым». Отбрасывая лучи и их вращение, описание внутренней короны д'Ульоа можно принять как удовлетворительное. Высота этого кольца была, по-видимому, около 140 000 миль, или вдвое больше высоты кольца, виденного в июле 1878 года. Поскольку 1779 год был годом максимального солнечного возмущения, в 1778 году, несомненно, было много пятен; и вид короны хорошо согласовался с теорией о том, что корона расширяется по мере увеличения числа солнечных пятен.

Мы подходим теперь к трем затмениям, которые особенно интересны тем, что все они были тщательно изучены, причем некоторые наблюдатели видели все три — а именно, затмения 1842, 1851 и 1860 годов. К сожалению, затмения 1842 и 1851 годов произошли, когда солнечные пятна были не в своей наибольшей и не в своей наименьшей степени частоты. Ибо максимум солнечных пятен произошел в 1837 году, а минимум — в 1844 году, так что 1842 год был на том, что можно назвать нисходящим склоном волны солнечных пятен, ближе к впадине, чем к гребню, но не очень близко ни к тому, ни к другому: опять же, максимум произошел в 1848 году, а минимум — в 1856 году, так что 1851 год был также на нисходящем склоне волны солнечных пятен, скорее ближе к гребню, чем к впадине, но можно справедливо сказать, примерно на полпути между ними. Тем не менее, в исследовании такого рода важно рассмотреть промежуточные случаи. Мы должны применять не только comparentia ad intellectum instantiarum convenientium, но также comparentia instantiarum secundum magis ac minus. Если существование больших солнечных возмущений заставляет корону значительно увеличиваться по сравнению с короной, видимой, когда Солнце не показывает пятен, мы должны ожидать, что корона будет умеренно увеличена только тогда, когда Солнце показывает значительное, но не максимальное число пятен. И опять же, мыслимо, что мы можем найти некоторую примечательную разницу между видом короны, когда солнечные пятна уменьшаются в числе, и ее видом, когда они увеличиваются. Этот момент кажется тем более нуждающимся в исследовании, когда мы отмечаем, что доказательства, полученные из затмений, происходящих вблизи времени либо максимального, либо минимального солнечного возмущения, были не совсем удовлетворительными. Может быть, мы найдем объяснение несоответствий, которые мы признали, в некотором различии между состоянием короны, когда пятна увеличиваются, и когда они уменьшаются в числе.

Примечательно, что несколько внимательных наблюдателей короны в 1842 году верили, что могут распознать движение в корональных лучах. Фрэнсис Бэйли сравнивал вид короны с мерцающим светом газового освещения. О. Струве также был сильно поражен видом бурного волнения в свете кольца. Кажется вероятным, что это явление было обусловлено движениями в той части нашей атмосферы, через которую наблюдалась корона. Протяженность короны оценивалась разными наблюдателями по-разному. Пети в Монпелье приписал ей ширину, соответствующую высоте около 200 000 миль; Бэйли — высоту около 500 000 миль; а О. Струве — высоту более 800 000 миль. Последний наблюдатель также распознал светящиеся расширения, простирающиеся на полные четыре градуса (соответствующие почти семи миллионам миль) от Солнца. Пикоцци в Милане заметил две струи света, которые были также видны наблюдателями во Франции. Лучи также были видны Мове в Перпиньяне и Бэйли в Павии. Но Эйри, наблюдавший корону с Суперги, не мог видеть никакой радиации; он говорит: «хотя легкая радиация могла быть заметна, она не была достаточно интенсивной, чтобы в ощутимой степени повлиять на кольцеобразную структуру, по которой светящееся явление было ясно различимо». Эти различия в виде короны, несомненно, были обусловлены различиями в состоянии атмосферы, через которую наблюдалась корона. Теперь нельзя отрицать, что, насколько касается протяженности, корона, увиденная в 1842 году, была такой, которую, если бы рассматриваемая нами теория была верна, мы ожидали бы увидеть скорее вблизи времени максимального, чем минимального солнечного возмущения. С другой стороны, по яркости корона 1842 года напоминала, если не превосходила, корону июля 1878 года.

«Я воображал, — говорит Бэйли, — что корона, по своему блестящему или светящемуся виду, будет не больше того слабого сумеречного света, который иногда имеет место (sic) летним вечером, и что она будет окружать Луну как кольцо. Поэтому я был несколько удивлен и поражен великолепной сценой, которая теперь так внезапно предстала моему взору».

Свет короны был настолько ярким, утверждает О. Струве, что невооруженный глаз едва мог его выносить; «многие не могли поверить, действительно, что затмение было полным, настолько сильно свет короны напоминал прямой солнечный свет». Таким образом, хотя по протяженности корона в 1842 году представляла вид, ожидаемый во время максимального солнечного возмущения, если наша теория верна, ее яркость была той, что соответствует времени минимального возмущения. Ее структура соответствовала первому состоянию. Свет короны не был однородным, и не был просто отмечен радиациями, но в нескольких местах можно было видеть переплетающиеся линии света. Араго в Перпиньяне наблюдал невооруженным глазом область короны, где структура была как бы из переплетенных струй, придающих вид, напоминающий моток ниток в беспорядке.

Безусловно, для затмения, происходящего через два года после времени минимума и через пять лет после времени максимума возмущения, затмение июля 1842 года [1] не предоставило доказательств, благоприятствующих теории, с которой мы начали. Остается увидеть, будет ли какая-либо другая теория связи между короной и солнечными пятнами лучше согласовываться с доказательствами, собранными до сих пор.

Обратимся теперь к затмению 1851 года, происходящему почти на полпути между эпохами максимального солнечного возмущения (1848) и минимального солнечного возмущения (1856). Я беру отчет, данный Эйри, нашим правительственным астрономом, так как он был одним из наблюдателей затмения 1842 года.

«Корона была гораздо шире, — говорит он, — чем та, которую я видел в 1842 году. Грубо говоря, ширина была немногим меньше диаметра Луны, но ее контур был очень нерегулярным. Я не заметил никаких лучей, выступающих из нее, которые заслуживали бы внимания как гораздо более заметные, чем другие; но все было лучистым, радиальным по структуре и заканчивалось — хотя очень неопределенно — способом, который напомнил мне орнамент, часто помещаемый вокруг морского компаса. Ее цвет был белым или напоминающим цвет Венеры. Я не видел никакого мерцания или неустойчивости света. Она не была отделена от Луны никаким интервалом, и не имела никакой кольцеобразной структуры. Она выглядела как лучистое светящееся облако позади Луны».

Корона, описанная таким образом, относится к той, которую наша теория связывает с периодом максимального, а не минимального солнечного возмущения. Определенные особенности структуры, по-видимому, были более многочисленными и лучше выраженными, чем в 1842 году. Это согласуется с нашей теорией, что 1851 год был годом большего солнечного возмущения, чем наблюдалось в 1842 году, как показывают следующие числа:—

Days of observation

Days without spots

New groups observed

1842

307

1851

308

141

1860

332

211

Я включил 1860 год, так как мы теперь переходим к рассмотрению короны, увиденной тогда Эйри. 1860 год не отличался очень заметно, как будет замечено, от 1851 года, что касается числа новых групп пятен, наблюдаемых Швабе, особенно когда принимается во внимание число дней, в которые Солнце наблюдалось в эти два года. Но 1860 год был годом максимального солнечного возмущения, тогда как 1851 год — нет. [2]

Эйри отмечает о короне в 1860 году: — «Она давала значительный объем, но я не заметил ни при просмотре глазом, ни при просмотре в телескоп ничего кольцеобразного в ее структуре; она показалась мне напоминающей, с некоторыми нерегулярностями (как я заявлял в 1851 году), орнамент вокруг карточки компаса».

Брунс из Лейпцига отметил, что корона сияла интенсивным белым светом, настолько блестящим, что затмевала протуберанцы. Он заметил, что луч выстрелил на расстояние около одного градуса, указывая на расстояние по меньшей мере 1 500 000 миль от поверхности Солнца. Это, несомненно, был корональный придаток, так как ни направление, ни длина луча не менялись в течение десяти секунд, в течение которых Брунс направлял на него свое внимание. Его свет был значительно слабее, чем у короны, которая была светящегося белого цвета и казалась мерцающей или дрожащей. Брунс приписал внутренней короне высоту, варьирующуюся от около 40 000 до около 80 000 миль. Но это, несомненно, было далеко не полной высотой. Фактически, фотографии Секки показывают корону, простирающуюся на расстояние по меньшей мере 175 000 миль от поверхности Солнца. Поэтому, вероятно, то, что Брунс называет основанием короны, в действительности было только областью протуберанцев, а внутренняя корона была той, которую он описывает как варьирующуюся по ширине или высоте от почти половины до четверти градуса — то есть от около 800 000 до около 400 000 миль. Де ла Рю дает несколько похожее общее описание короны, виденной в 1860 году. Он отмечает, что она была чрезвычайно яркой вблизи тела Луны и серебристо-белой. Изображение короны Фейлича (приведенное на стр. 343 моей книги о Солнце) согласуется с этими описаниями.

В целом затмение 1860 года предоставляет доказательства, хорошо согласующиеся с теорией, которую мы рассматривали, за исключением яркости и цвета короны, которые более близко соответствуют тому, что наблюдалось в июле 1878 года, с блеском и цветом короны в 1870 и 1871 годах. В этом отношении странно, что затмение 1867 года, которое произошло (см. предыдущее примечание), когда солнечных пятен было меньше по числу, представляло решительный контраст с затмением 1860 года — контраст, однако, прямо противоположный тому, который потребовала бы наша теория, если цвет и яркость короны считать существенными чертами любого закона связи.

Герр Грош, описывая корону 1867 года, говорит: «Вокруг Луны появился красноватый мерцающий свет, подобный свету полярного сияния, и почти одновременно с этим (я имею в виду очень вскоре после него) корона». Ясно, однако, из того, что следует, что красноватый свет был тем, что сейчас обычно называют внутренней короной, которая в прошлом июле, когда Солнце было почти точно в таком же состоянии в отношении пятен, была жемчужно-белой и чрезвычайно яркой. «Это красноватое мерцание, — продолжает он, — которое окружало Луну каймой шириной самое большее в пять минут (около 140 000 миль), не было резко ограничено ни в какой части, но было чрезвычайно рассеянным и менее отчетливым в окрестностях полюсов». О внешней короне он отмечает, что «ее кажущаяся высота составляла около 280 000 миль напротив солнечных полюсов, но напротив полярного экватора — около 670 000 миль. Ее свет был белым. Этот белый свет сам по себе нисколько не излучал, но имел вид лучей, проникающих сквозь него; или, скорее, как если бы лучи проходили поверх него, образуя симметричные пучки, расходящиеся наружу и проходящие далеко за пределы границы белого света. Эти лучи имели более голубоватый вид и лучше всего могли быть сравнены с теми, что производятся большим электромагнитным светом. Их сходство с ними, действительно, было настолько поразительным, что при других обстоятельствах я принял бы их за таковые, сияющие на большом расстоянии. Вид короны, который я описал, — это вид, наблюдаемый невооруженным глазом... В белом свете короны, вплотную к краю Луны, появилось несколько темных кривых. Они были симметрично выгнуты к востоку и западу, резко очерчены и напоминали по оттенку линии, проведенные карандашом на белой бумаге... Начиная с расстояния в одну минуту (около 26 000 миль), их можно было проследить до расстояния около девяти минут (около 236 000 миль) от края Луны».

Почти все черты, наблюдавшиеся в этом случае, тесно соответствуют тем, что были отмечены и сфотографированы во время затмения в декабре 1871 года. Другими словами, корона, увиденная в 1867 году, когда Солнце проходило через период наименьшего солнечного возмущения, тесно напоминала корону, увиденную в 1871 году, когда Солнце было почти в стадии наибольшего возмущения. Даже спектроскопические данные, полученные в 1871 году и в июле 1878 года, могут быть расширены, чтобы показать с чрезвычайной вероятностью то, что было бы увидено в 1867 году, если бы тогда был применен спектроскопический анализ. Мы не можем сомневаться, что красноватая внутренняя корона, простирающаяся на высоту около 140 000 миль, при спектроскопическом анализе сияла бы частично светом светящегося водорода, как это делала красноватая корона 1871 года. Белая корона июля 1878 года, напротив, сияла только таким светом, который исходит от светящегося твердого или жидкого вещества. Здесь, таким образом, опять же, доказательства неблагоприятны для нашей теории; ибо корона в 1867 году должна была тесно напоминать корону 1878 года, если бы эта теория была верна.

Было бы праздным, я думаю, искать дальнейшие доказательства либо в пользу теории, которую мы первоначально предложили обсудить, либо против нее: ибо доказательства затмения 1867 года окончательно решают вопрос о теории в этой форме. Я могу попутно отметить, что затмение 1868 года дало доказательства почти столь же неблагоприятные для теории, в то время как доказательства, данные затмением 1869 года, были нейтральными. Будет желательно, однако, рассмотреть перед завершением нашего исследования доказательства, полученные в 1871 году и в прошлом июле, чтобы мы могли увидеть, что, в конце концов, эти доказательства можно считать справедливо доказывающими в отношении корональных вариаций.

Сначала, однако, поскольку я рассмотрел два затмения, которые произошли, когда солнечные пятна уменьшались в числе — а именно, затмения 1842 и 1851 годов, на полпути (грубо говоря) между гребнем и впадиной волны солнечных пятен на ее нисходящем склоне, может быть хорошо рассмотреть затмение, которое было аналогично расположено по отношению к восходящему склону волны солнечных пятен. Я беру, таким образом, затмение 1858 года, как оно наблюдалось в Бразилии Лиа. Рисунок, сделанный этим наблюдателем, — один из самых замечательных видов короны, когда-либо полученных. Он приведен на стр. 339 моей книги о Солнце. Раньше было принято высмеивать этот рисунок, но после затмения 1871 года, когда корона была сфотографирована, было признано, что рисунок Лиа можно принять как вполне достоверный. Он показывает удивительно сложную корону, подобную короне 1871 года, простирающуюся на какие-то 700 000 миль от Солнца и соответствующую во всех отношениях такой короне, которую наша теория (если бы она была установлена) связала бы со стадией максимального солнечного возмущения. Поскольку в этом отношении затмение 1858 года, когда солнечные пятна увеличивались, напоминало затмения 1842 и 1851 годов, когда солнечные пятна уменьшались в числе, мы не находим следов какого-либо закона связи, зависящего от скорости увеличения или уменьшения солнечного возмущения.

Если бы мы ограничили наше внимание затмениями 1871 года и июля 1878 года, мы, несомненно, были бы приведены к убеждению, что корона в год множества пятен заметно отличается от короны, когда Солнце показывает мало пятен или не показывает их вовсе. Насколько касается вида короны, я беру описание, данное одним и тем же наблюдателем в обоих случаях, так как сравнение таким образом максимально освобождено от эффекта личных различий.

Мистер Локьер распознал в 1871 году корону, напоминающую звездообразное украшение, с лучами, расположенными почти симметрично — три сверху и три снизу двух темных пространств или разрывов на конечности горизонтального диаметра. Лучи были построены из бесчисленных ярких линий разной длины, с более или менее темными пространствами между ними. Вблизи Солнца эта структура терялась в яркости центрального кольца, или внутренней короны. В телескоп он видел тысячи переплетающихся нитей, различающихся по интенсивности. Лучи, столь определенные для глаза, не были видны в телескоп. Сложную структуру переплетающихся нитей можно было проследить только до высоты около пяти или шести минут (от 135 000 до 165 000 миль) от Солнца, где она внезапно исчезала. Спектроскоп показал, что внутренняя корона, по крайней мере до этой высоты (но спектроскопические наблюдения Респиги доказывают то же самое для гораздо большего расстояния от Солнца), была сформирована частично из светящегося газа — водорода — и пара какого-то еще не определенного вещества, сияющего светом зеленого оттенка, соответствующего 1474 по шкале Кирхгофа. Но также часть коронального света исходила от вещества, которое отражало солнечный свет; ибо его спектр был окрашенной радугой полосой, пересеченной темными линиями, которую мы получаем от любого объекта, освещенного лучами Солнца. Следует добавить, что фотографии короны в 1871 году показывают три больших луча сверху и три снизу, образующие вид, подобный звездообразному украшению, описанному мистером Локьером; настолько, что довольно странно обнаружить, что мистер Локьер замечает, что «разница между фотографической и видимой короной проявилась сильно... и несолнечное происхождение радиальной структуры было окончательно установлено». Сходство, действительно, не указано в грубой копии фотографий, которая иллюстрирует статью мистера Локьера; но оно ясно видно на самих фотографиях и на прекрасной гравюре, которая была создана с них для иллюстрации тома, который Астрономическое общество предлагает выпустить (когда-нибудь в нынешнем столетии, возможно).

Теперь, в июле 1878 года, корона представляла совершенно иной вид. Мистер Локьер в телеграмме, отправленной в Daily News, описывает ее как маленькую, жемчужного блеска и имеющую признаки определенной структуры только в двух местах. Было видно несколько длинных лучей; но внутренняя корона оценивалась как простирающаяся на высоту около 70 000 миль от поверхности Солнца. Самым замечательным изменением, однако, было то, что произошло в характере спектра короны — или, другими словами, в физической структуре короны. Яркие линии или яркие изображения внутренней короны (в зависимости от того, рассматривалась ли она через щель или без нее) не были видны в июле 1878 года, показывая, что никакая часть, или, по крайней мере, никакая заметная часть ее света не исходила от светящегося газообразного вещества. Но также темные линии, увиденные Янссеном в 1871 году, отсутствовали в этом случае, показывая, что корона не сияла заметно путем отражения солнечного света. Спектр был, в конечном счете, непрерывной окрашенной радугой полосой, такой, какую дает светящееся твердое или жидкое вещество.

Вывод ясен: 1. Что в июле 1878 года газообразное вещество, которое присутствовало в короне в 1871 году, было либо полностью отсутствующим, либо значительно уменьшенным в количестве; 2. Частицы твердого или жидкого (но, вероятно, твердого) вещества, которые, отражая солнечный свет, производили значительную часть света короны в 1871 году, были раскалены от жара в июле 1878 года и сияли в основном этим собственным светом; и 3. Вся корона была значительно уменьшена в размере в июле 1878 года по сравнению с той, которая образовывала «звездообразное украшение» вокруг черного тела Луны в декабре 1871 года.

Мы не можем, однако, принять теорию о том, что такая корона, как та, что была видна в 1871 году, неизменно окружает Солнце в годы большого возмущения, в то время как корона прошлого месяца является типичной короной для лет малого солнечного возмущения. Обобщение прямо опровергается доказательствами, которые я представил на предыдущих страницах. Может быть, такая корона, как та, что была видна в 1871 году, обычна в годы большого возмущения, точно так же, как пятна тогда более обычны, хотя и не всегда присутствуют; в то время как такая корона, как та, что была видна в июле 1878 года, более обычна в годы малого возмущения, точно так же, как дни, когда Солнце полностью без пятен, тогда более обычны, хотя время от времени несколько пятен, а иногда очень большие пятна, видны в такие годы. В целом, я думаю, доказательства, которые я собрал, довольно сильно благоприятствуют выводу, что связь такого рода действительно существует между короной и солнечными пятнами. Было бы, однако, небезопасно в настоящее время обобщать даже до такой степени; в то время как, безусловно, широкое обобщение, телеграфированное в Европу из Америки как великий результат наблюдений затмения в июле 1878 года, должно быть без колебаний отвергнуто.

Остается рассмотреть, каким образом наука может надеяться получить более достоверные данные, чем те, которыми мы располагаем на данный момент, относительно солнечной короны и изменений ее формы, протяженности, блеска и физического строения. В случае с протуберанцами у нас есть возможность проводить систематические наблюдения в каждый ясный и погожий день. Действительно, именно благодаря наблюдениям, выполненным таким спектроскопическим методом, была установлена связь между количеством, размером и яркостью протуберанцев, с одной стороны, и количеством, размером и активностью солнечных пятен — с другой. Однако в случае с короной мы до сих пор не способны проводить какие-либо наблюдения, кроме как во время полной фазы затмения. Кажется почти невозможным надеяться на то, что можно будет разработать какие-либо средства для наблюдения короны в любое другое время. Разумеется, без помощи спектроскопа корона, какой мы ее обычно видим во время полных затмений, должна быть совершенно невидима, когда солнце сияет во всем своем великолепии. Никто, знакомый даже с самыми элементарными основами оптики, не мог бы надеяться увидеть корону в обычный телескоп в такое время. Спектроскоп, опять же, ни в малейшей степени не помог бы увидеть такую корону, какая сияла в июле 1878 года. Ибо способность спектроскопа показывать объекты, которые при обычных условиях невидимы, зависит от разделения лучей определенных оттенков от лучей всех цветов радуги, составляющих солнечный свет; а поскольку корона в июле 1878 года сияла всеми цветами радуги, а не какими-то особыми оттенками, возможности спектроскопа были бы бесполезны для короны такого рода. Все, на что мы можем надеяться, — это различить газообразную корону, когда она, как в 1871 году, хорошо развита, с помощью спектроскопических приборов, более эффективных для этой цели, чем все те, что применялись до сих пор; ибо все, что было принято на вооружение до настоящего времени, потерпело неудачу.

Сложность этой проблемы станет понятна, если вспомнить, что наиболее интенсивные оттенки света короны — зеленый оттенок, классифицируемый как 1474 по Кирхгофу, — специально, но безуспешно искали в окрестностях солнца с помощью самых мощных спектроскопических приборов, используемых при изучении цветных протуберанцев. Иными словами, когда свет нашего собственного воздуха над областью, занимаемой короной, был максимально ослаблен с помощью спектроскопических приспособлений, самый сильный из особых корональных оттенков все еще не проявлялся сквозь ослабленный спектр неба. Опять же, у нас есть еще более веские доказательства сложности этой задачи в спектроскопических наблюдениях, выполненных Респиги во время затмения 1871 года. Инструмент, или, пожалуй, правильнее будет сказать, установка, которая в середине полной фазы затмения показала зеленое изображение короны на высоту около 280 000 миль, не показала никакого зеленого кольца в начале полной фазы. Иными словами, свет газообразной короны настолько слаб даже в самой яркой ее части, вблизи солнца, что слабого остаточного атмосферного света, освещающего небо над затмившимся солнцем в начале полной фазы, было достаточно, чтобы затмить эту часть коронального света.

Остается выяснить, можно ли сделать газообразную корону различимой с помощью какой-либо комбинации, специально направленной на решение трудностей этого наблюдения. Должен признаться, мои собственные надежды на то, что эта проблема когда-либо будет успешно решена, очень малы, хотя и не совсем исчезли. Мне кажется едва возможным, что к решению этой проблемы можно было бы успешно подступиться следующим образом. Используя телескоп небольшого размера, ибо чем больше телескоп, тем тусклее изображение (из-за больших потерь света при поглощении), пусть изображение солнца проецируется в небольшую, идеально затемненную камеру, прикрепленную к окулярной части телескопа. Теперь, если бы изображение солнца проецировалось на гладкую белую поверхность, мы знаем, что протуберанцы и корона не были бы видны. И опять же, если бы часть такой поверхности, на которую падало само изображение солнца, была точно удалена, мы знаем (этот эксперимент проводил Эйри), что протуберанцы не были бы видны на кольце белой поверхности, оставшемся после такого вырезания. Тем более не было бы видно гораздо более тусклое изображение короны. Но если бы это кольцо белой поверхности, освещенное в действительности небом, кольцом протуберанцев и хромосферой, а также короной, рассматривалось через батарею призм (используемую без щели), настроенную на любой из известных оттенков протуберанцев, кольцо протуберанцев и хромосферы было бы видно в этом особом оттенке. Если бы батарея призм была достаточно эффективной, а оттенок был одним из водородных — предпочтительно, возможно, красным, — мы, возможно, смогли бы проследить тусклое изображение короны в этом оттенке. Но у нас было бы больше шансов с зеленым оттенком, соответствующим спектральной линии 1474 по Кирхгофу. Если бы кольцо белой поверхности было заменено кольцом зеленой поверхности, оттенок которой был бы максимально приближен к 1474 по Кирхгофу, шанс увидеть корональное кольцо в этом оттенке несколько увеличился бы; и, возможно, еще больше, если бы поле зрения рассматривалось через зеленое стекло того же оттенка. Кажется вполне возможным, что если бы использовались призмы тройной высоты, через которые лучи проходили бы трижды благодаря очевидной модификации обычной установки для изменения уровня лучей, что дало бы мощность восемнадцати призм из флинтгласа по шестьдесят градусов каждая, можно было бы получить доказательства, пусть и слабые, присутствия вещества, которое создает зеленую линию. Таким образом, можно было бы распознать изменения в состоянии короны и обнаружить любой закон, влияющий на такие изменения. Должен признаться, однако, что рассмотрение оптических отношений, вовлеченных в эту проблему, заставляет меня считать попытку распознать какие-либо следы короны, когда солнце не затмевается, почти безнадежной.

Ясно, что до тех пор, пока не будет разработан какой-либо метод наблюдения короны, будущие наблюдения затмений приобретут новый интерес благодаря свету, который они могут пролить на корональные вариации и их возможную связь, еще не обнаруженную, с циклом солнечных пятен. Даже когда будет разработан метод наблюдения газообразной короны, корона, свет которой исходит либо непосредственно, либо в результате отражения от твердого или жидкого вещества, по-прежнему останется неразличимой, за исключением моментов полных солнечных затмений. Должно пройти немало лет, прежде чем связь короны с протуберанцами и солнечными пятнами будет полностью осознана. Но не может быть сомнений в том, что решение этой проблемы стоит того, чтобы его ждать, даже если оно не приведет (как, скорее всего, приведет) к разгадке тайны периодических изменений, затрагивающих поверхность солнца.

ПРИМЕЧАНИЯ:

[1] Фактическое состояние солнца в 1842 году можно вывести из следующей таблицы, показывающей количество пятен, наблюдавшихся в 1837 году (предыдущий год максимального возмущения), в 1842 году и в 1844 году (последующий год минимального возмущения); наблюдателем был Швабе из Дессау:

Days of observation

Days without spots

New groups observed

1837

168

307

321

1842

111

1844

333

Следует лишь заметить, что почти все пятна, наблюдавшиеся в 1844 году, относились к следующему периоду, причем время фактического минимума пришлось на начало 1844 года.

[2] Следующая таблица показывает положение, занимаемое 1851 и 1860 годами в этом отчете, по сравнению с 1848 годом (максимум, непосредственно предшествующий 1851 году), 1856 годом (минимум, непосредственно следующий за 1851 годом) и 1867 годом (минимум, непосредственно следующий за 1860 годом):—

Days of observation

Days without spots

New groups observed

1848

278

930

1851

308

141

1856

321

193

1860

332

211

1867

312

195

Сравнение трех таблиц, приведенных в этих примечаниях и в тексте, даст некоторое представление о нерегулярностях, существующих в различных волнах солнечных пятен.

СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА И КОММЕРЧЕСКИЕ ПАНИКИ.

По-видимому, мы должны рассматривать солнце не только как конечный источник всех форм земной энергии, существующей или потенциальной, но и как регулятор хода земных событий в гораздо более специфическом смысле. Прошло много лет с тех пор, как Сабин, Вольф и Готье заявили, что изменения в суточных колебаниях магнитной стрелки, по-видимому, синхронизируются с изменениями, происходящими в состоянии солнца, причем колебания достигают своего максимального среднего диапазона в годы, когда на солнце наблюдается больше всего пятен, и минимального диапазона, когда пятен меньше всего. И хотя хорошо известно, что Королевский астроном в Англии и президент Академии наук во Франции отвергают это учение, оно все еще остается в моде. Правда, средний магнитный период составляет около 10,45 года, в то время как Вольф получает для периода солнечных пятен 11,11 года; но сторонники связи между земными магнитными возмущениями и солнечными пятнами считают, что среди несовершенных записей о прошлом состоянии солнца Вольф, должно быть, упустил из виду одну конкретную волну солнечных пятен, так сказать. Если между 1611 и 1877 годами, когда солнечных пятен было меньше всего, было 24 такие волны, мы получаем период Вольфа в 11,11 года; если же их было 25, то, взяв допустимую оценку для самой ранней эпохи, мы получаем 10,45 года — период, необходимый для синхронизации с периодом земных магнитных изменений. Этот вопрос должен рассматриваться как все еще sub judice (на рассмотрении). Это, однако, лишь одно из многих отношений, предлагаемых в настоящее время. Появления полярных сияний, будучи несомненно зависимыми от магнитного состояния земли, конечно, были бы связаны с периодом солнечных пятен, если бы магнитный период был таковым; и, безусловно, самые примечательные появления полярных сияний в недавнее время происходили тогда, когда на солнце наблюдалось много пятен. И все же само по себе это доказывает лишь то, что было известно ранее, а именно: что последние несколько магнитных периодов почти синхронизировались с последними несколькими периодами солнечных пятен. Довольно странно также, что в английских записях за 80 лет, предшествовавших полярному сиянию 1716 года, не упоминается ни одного полярного сияния, а в записях Парижской академии наук — только одно, в 1666 году, которое произошло, когда солнечных пятен было меньше всего. Великое полярное сияние 1723 года, которое видели даже на юге, в Болонье, также произошло во время минимума солнечной активности. Здесь мы не зависим ни от 11-летнего периода Вольфа, ни от 10,5-летнего периода Брауна; из записей фактических наблюдений известно, что в 1666 и 1713 годах солнечных пятен не было. На самом деле стоит упомянуть, что Кассини, писавший в 1671 году, говорит: «Прошло уже около 20 лет с тех пор, как астрономы видели какие-либо значительные пятна на солнце», — обстоятельство, которое ставит под серьезное сомнение сам закон периодичности солнечных пятен. По крайней мере, несомненно, что интервал от максимума частоты пятен до максимума или от минимума до минимума иногда значительно меньше 9 лет, а иногда превышает 18 лет.