Прорыва удалось наконец достигнуть в результате работы, проведенной в 1930‐х гг. с использованием спектрогелиоскопа Джорджем Эллери Хейлом, который уже давно был в долгу перед практической солнечной астрономией. Хейл изобрел фотографическую разновидность этого инструмента в 1889 г. для фотографирования солнечных протуберанцев в свете, близком к монохроматическому. Того же самого пытались добиться многие другие исследователи, но им не удалось получить хороших практических результатов. (Все они успешно следовали примеру Жансена и Локьера, используя их визуальный метод. Хейлу не удавалось выполнить более сложную задачу по фотографированию короны Солнца вне затмения. Впервые ее решил Бернар Лио во Франции в 1930 г.) Хейл назвал свой первый инструмент спектрогелиографом. Спустя два месяца парижский астроном Анри Деландр сконструировал инструмент, похожий на инструмент Хейла, независимо от него. Идея была проста: телескоп, с высокой точностью ведомый за Солнцем, строил изображение Солнца на щели спектроскопа. Свет выбранной длины волны (то есть определенного цвета) проходил через спектроскоп и фокусировался на фотопластинке. Солнце сканировалось путем перемещения щели вдоль его изображения, но только по склонению, то есть под прямым углом к небесному экватору. По мере продвижения изображения Солнца вдоль щели, синхронно двигалась фотографическая пластинка; вся эта конструкция – соответствующим образом соединенные щель и пластинка – приводилась в движение одним и тем же электрическим приводом. Таким образом, серия изображений, полученных от щели, суммировались на пластинке до получения полного изображения Солнца в лучах какой-то одной длины волны.

Благодаря этому быстрому успешному применению спектрогелиографа (ил. 220) у Хейла появился интерес к солнечным исследованиям. Закончив Массачусетский технологический институт, он вернулся к себе домой в Чикаго, где его отец выделил деньги на покупку 12-дюймового (30-сантиметрового) рефрактора. В 1892 г. Хейл добился с его помощью великолепных результатов, например в фотографировании ярких солнечных облаков в линиях кальция и протуберанцев по всему диску. В конце столетия он сконструировал спектрогелиограф для большого Йерксского рефрактора, с помощью которого обнаружил темные водородные облака, а также открыл процесс круговорота кальция на самых разных уровнях.

Будучи человеком с безграничной энергией и хорошими финансовыми возможностями, Хейл убедил своего отца заплатить за 152-сантиметровое зеркало для проведения дальнейших исследований. Чикагский университет не профинансировал его установку, и диск оставался невостребованным в течение двенадцати лет, когда в 1908 г. он был, наконец, установлен на горе Маунт-Вилсон, над городом Пасадена в Калифорнии, и стал объективом самого большого рефлектора в мире, хотя и ненадолго. Несколько ранее Хейл уговорил богатого бизнесмена из Лос-Анджелеса Джона Д. Хукера оплатить 254-сантиметровое зеркало, и в итоге его изготовили для телескопа, построенного на средства Института Карнеги в Вашингтоне. Телескоп Хукера был закончен в 1917 г. Эти два инструмента, «шестидесятидюймовик» и особенно «стодюймовик», стали именами нарицательными в мире популярной науки в период, последовавший за Первой мировой войной.

Не успел «стодюймовик» доказать свою успешность, как Хейл начал планировать кое-что посерьезнее. В 1928 г. его планы более или менее обрисовались, и ему удалось получить шесть миллионов долларов из фонда Рокфеллера для постройки 200-дюймового (5‐метрового) телескопа. Его передали Калифорнийскому технологическому институту – организации, которая уже была многим обязана Хейлу своим величием, – и установили на горе Паломар в Южной Калифорнии. Хейл умер до того, как телескоп был закончен, а Вторая мировая война прервала реализацию проекта. Заготовку для зеркала отлили в 1934 г. и перевезли морем в Пасадену в 1936 г., но закончили и установили зеркало только в 1947 г. Инструмент вступил в строй в 1948 г., и его вполне справедливо назвали «телескопом Хейла». Это был незаурядный инженерный проект. Например, только труба с монтировкой весила 520 тонн, а купол высотой 41 метр – почти 1000 тонн. Это первый телескоп, который позволял наблюдателю самому находиться в главном фокусе. Следует отметить, что компания «Корнинг Гласс Уоркс», где отливалась пирексная стеклянная заготовка для зеркала, постепенно продвигалась к 200-дюймовому диску, изготовив сначала диски диаметром 30, 60 и 120 дюймов; последний из этих дисков, использованный для тестирования 200-дюймовой заготовки, в конечном счете стал главным зеркалом рефлектора Шейна в Ликской обсерватории.

В начале столетия воображение Хейла было захвачено другими устремлениями. В 1904 г. он получил 150 000 долларов от недавно основанного Института Карнеги для постройки солнечной обсерватории на горе Маунт-Вилсон. Материалы для этой новой обсерватории перевозились вверх на гору на ослах и мулах со значительными трудностями. Вскоре все это предприятие стало для многих людей символом той астрономии, которая делалась первопроходцами, живущими и работающими в горных домиках и палатках, вне пределов досягаемости городов, академий и университетов. В 1905 г. с помощью телескопа Сноу, привезенного из Йерксской обсерватории, – солнечного телескопа, оборудованного целостатом, – Хейл получил первую фотографию спектра солнечного пятна. Вместе со своими коллегами по горной лаборатории он обнаружил: яркие спектральные линии в солнечных пятнах совпадают с яркими линиями лабораторных источников с относительно низкими температурами. Таким образом, солнечные пятна должны были быть (об этом думали многие специалисты, но они не располагали доказательствами) холоднее, чем соседние области.

Телескоп Сноу испытывал деформации, вызываемые солнечным нагревом, поэтому в 1908 г. Хейл сконструировал второй телескоп, а в 1912 г. – третий, еще больше; каждый из них имел вид башни, увенчанной системой наведения из двух зеркал, устроенной таким образом, чтобы отбрасывать свет внутрь телескопа с фокусным расстоянием сначала 18 метров, а затем 45 метров, где располагался подземный спектрограф, который имел длину сначала 9 метров, а потом 22 метра. Используя первый телескоп, он мог наблюдать турбулентное движение водородных облаков (флоккул) рядом с солнечными пятнами, и был уверен, что они могут являться источником магнитного поля и что уширение линий в спектрах солнечных пятен должно вызываться их магнитными полями. Некоторые двойные линии в спектрах солнечных пятен замечались и раньше, но оставались непонятыми.

Возможно, самым вдохновенным открытием Хейла стало именно это, последнее наблюдение – один из примеров «эффекта Зеемана», расщепление спектральных линий, которое происходит, когда свет излучается в присутствии сильного магнитного поля. Этот эффект наблюдался голландским физиком Питером Зееманом в его лаборатории в Лейдене в 1897 г. В случае Хейла мы видим первый пример астрофизика, окончившего университетский курс физики, который в силу этого мог с легкостью установить эту связь. В данном случае он проводил исследования полярности солнечных пятен, ориентации их магнитных полюсов, и таким образом пришел к открытию того, что в конце 11-летнего цикла солнечных пятен полярность меняется на противоположную: в силу этого теперь можно было утверждать, что истинная периодичность составляет 22 или 23 года, о чем туманно рассуждали и ранее.

Инструмент Хейла, построенный в 1912 г., предназначался для решения другой проблемы – проблемы общего магнитного поля, которым, как полагали, должно было обладать Солнце, если судить, например, по форме его короны, видимой во время затмений – на это обратил внимание Фрэнк Х. Бигелоу после наблюдения затмения 1889 г. Трудности наблюдения такого эффекта действительно очень велики, поскольку, согласно ожиданиям, слабое магнитное поле должно было вызвать смещение линий на спектрографической пластинке на менее чем на одну тысячную долю миллиметра. Потребовалось еще шестьдесят лет, чтобы измерить этот эффект непосредственно – в 1952 г., после того как Хэролд и Хорес Бэбкок изобрели солнечный магнитограф в Солнечной лаборатории Хейла в Пасадене. Что касается амбиций Хейла, то как насчет гипотезы Биркеланда о потоке заряженных частиц, исходящих от Солнца? Может ли магнитное поле Солнца продуцировать такие частицы? Хейл со своими многочисленными коллегами делал все возможное для измерения этого поля, но эффект был настолько незначительным, что результаты сильно разнились, и ученые не добились какого-либо реального прогресса. Солнечное магнитное поле – невероятно сложная штука, и мы уже видели, как знание его особенностей постепенно приобреталось косвенными средствами. Его понимание выстраивалось постепенно после решения ряда, на первый взгляд, совершенно не относящихся к нему проблем: нарушение радио– и телефонной связи; расчеты Чепмена и Ферраро скорости и возможных воздействий выброшенных Солнцем ионов; анализ Форбуша снижения потока космических лучей во время магнитных бурь, из‐за того что магнитное поле блокирует траектории космических лучей, идущих из Галактики, а может быть и из‐за ее пределов; исследование Бирманом кометных хвостов. Лишь в конце 1950‐х гг. Паркером была получена первая удовлетворительная общая модель. Сейчас известно, что солнечное магнитное поле обладает сложной трехмерной вихревой структурой, в которую погружена вся планетная система. Кеплер был бы в восторге. Это поле как бы увлекается плазмой, выброшенной из короны. Сами заряженные частицы движутся по туго натянутым спиралям, словно пружинам, обвивающим силовые линии. Хейл просто слишком рано родился.

Как будто специально для доказательства того, что ракетные программы супердержав писались главным образом в интересах астрономии, космические исследования весьма своевременно пришли на помощь солнечной физике. Первые датчики на борту советских космических аппаратов «Луна-2» и «Луна-3» подтвердили в 1959 г. то, что с таким трудом собиралось воедино в ходе более чем семидесяти лет, – существование потоков частиц, идущих от Солнца. Как мы увидим в главе 19, за год до этого американский спутник «Эксплорер-1» зафиксировал первый признак существования поясов заряженных частиц Ван Аллена, окружающих Землю. Модель Юджина Паркера была хорошо подтверждена в общих чертах целой серией испытаний. Многие свойства «солнечного ветра» стали предметом исследований, например его связь с Галактикой, составным элементом которой он является. Механизм разогрева короны, безусловно, – один из аспектов общей модели активного Солнца. Например, каким образом следует объяснять сложные модели поведения солнечных пятен? Существовало множество объяснений «солнечного динамо», питающего систему, но основы каждого из них были заложены в конце XIX в. относительно небольшим количеством людей с хорошим знанием фундаментальной физики.