Солнечные затмения. Важнейшие сведения о сол­нечной короне получены во время полных затмений Солнца — явлений, которые природа подарила челове­честву, объединив два случайных обстоятельства: 1) то, что угловые размеры Луны часто бывают несколько больше угловых размеров Солнца; 2) то, что новолуния могут наступать в те моменты, когда Солнце, Луна и Земля лежат на одной прямой линии. Если бы полные солнечные затмения не происходили, то без преувеличе­ния можно сказать, что наши знания о короне были бы более чем скудны. Полные затмения Солнца видны в узкой полосе, имеющей обычно ширину не более 200 км и протяженность в несколько тысяч километров, кото­рую вычерчивает лунная тень на поверхности Земли. Такая полоса занимает около 1/1000 доли земной по­верхности, чем и объясняется редкость наблюдений полных затмений людьми, специально не стремящимися в полосу полной фазы. Несмотря на сложный характер движения Луны, солнечные затмения могут быть пред­сказаны современной небесной механикой за 10 лет с точностью до нескольких секунд по времени и до не­скольких сотен метров по положению. Большая часть (примерно 2/3) солнечных затмений.— частные, т. е. для земного наблюдателя, независимо от его расположения, лунный диск закрывает лишь часть Солнца. Легко по­нять, что вне полосы полного затмения оно будет наблю­даться как частное.

На XX век приходится 216 солнечных затмений, т. е. в среднем немногим более двух затмений в год. Из них лишь около 1/3 — полные и, следовательно, пригодные для наблюдений короны. За один год может произойти максимум пять солнечных затмений, но в этом случае они все будут частными; минимальное число солнечных затмений в году — два, и они оба могут быть полными. Два полных затмения в XX веке было в 1912 г. (17 ап­реля и 10 октября), они длились соответственно 1,6 с и 2 мин. Такой случай в этом веке уже не повторится. Полное затмение длится недолго, всего несколько минут. Максимальная продолжительность полного затмения может достигнуть величины, несколько большей 7 мин (в XX веке таких затмений уже было три и еще будет одно — 11 июля 1991 г.).

С начала века до настоящего времени общая про­должительность полной фазы всех затмений составляет немногим более четырех часов; до конца века эта же цифра составит чуть более одного часа. Если учесть плохую погоду (при которой оптические наблюдения невозможны) в районах расположения научных экспеди­ций, то время, отведенное природой на изучение ко­роны на затмениях, уменьшится почти вдвое.

Подготовка экспедиции для наблюдения солнечного затмения прежде всего состоит в составлении про­граммы научных исследований и в конструировании аппаратуры для наблюдений. Последовательность дей­ствий наблюдателей во время затмения рассчитывается с точностью до секунды. Наблюдения обычно ведутся под счет секунд, который предварительно записывается на магнитофон. По непредвиденным обстоятельствам — плохая прозрачность атмосферы, выход из строя деталей аппаратуры и т. п.— приходится «на ходу» менять про­грамму, что требует от наблюдателей большого опыта и самообладания. Сплошная облачность во время полной фазы сводит на нет все усилия по подготовке наблюде­ний.

Несмотря на это, как говорится, «игра стоит свеч», и трудно переоценить тот прогресс в астрофизике Солн­ца, который связан с наблюдениями солнечных затме­ний. Это, видимо, уже понятно читателю, поскольку при изложении предыдущих разделов автор не раз ссылался на те или иные важные результаты, полученные на ос­новании затменных наблюдений.

Для исследования переменных явлений в короне часто используют материалы, полученные в различных точках полосы полной фазы. Таким образом, можно про­вести наблюдения короны, разделенные интервалом времени в 1—2 час. Удачная попытка такого рода была осуществлена советскими астрономами во время затме­ния 19 июня 1936 г., полоса которого проходила в основ­ном по территории СССР. Наблюдения, организован­ные С. К. Всехсвятским, Е. Я. Бугославской и А. Н. Дейчем, состояли в получении фотографий короны с помощью 6 совершенно одинаковых камер (с фокусны­ми расстояниями в 5 м), расположенных вдоль полосы затмения так, что корону можно было наблюдать на протяжении двух часов. Изучение снимков короны, полу­ченных в четырех пунктах, где была ясная погода, поз­волило установить скорости движения вещества в коро­не, подтвердить факт вращения короны вместе с Солн­цем и сделать ряд других интересных выводов.

В последние годы с появлением сверхзвуковых само­летов, скорость которых достигает скорости движения лунной тени по земной поверхности, открылась новая возможность непрерывного наблюдения солнечной ко­роны за полный промежуток времени попадания лунной тени на Землю.

Для неподвижного наблюдателя, находящегося в полосе полной фазы, продолжительность полного затме­ния определяется размерами лунной тени и скоростью ее перемещения v0. Если наблюдатель будет двигаться вслед за тенью со скоростью v, то продолжительность полной фазы будет увеличена для него в vo/(vov) раз. Когда v не отличается от v0, получается «бесконечно большое» увеличение, но все-таки существует предел, который накладывается тем, что время попадания лун­ной тени на земную поверхность ограничено. Удачные наблюдения с борта англо-французского сверхзвукового самолета «Конкорд» были проведены во время затмения 30 июня 1973 г. Самолет пролетел вдоль большой части полосы полной фазы, и наблюдатели могли изучать ко­рону в течение почти полутора часов (об одном из ре­зультатов этого эксперимента, проведенного Кучми, упоминалось выше). Кроме этого, преимуществом по­добных наблюдений является гарантия безоблачной по­годы, и особенно — темное небо, так как сверхзвуковой самолет летит в стратосфере. Есть и существенные не­достатки — необходимость наблюдения сквозь стекла иллюминаторов и трудности, связанные с установкой аппаратуры на вибрирующей и меняющей ориентировку основе.

Внезатменный коро­нограф. Важная роль за­тмений в исследовании Солнца и простая гео­метрическая сущность этих явлений, известная человечеству со времен Гиппарха (великого гре­ческого астронома II века до н. э.), давно уже при­вели ученых к мысли об осуществлении ис­кусственных затмений Солнца. На рис. 11 даны яркости короны и неба вне и во время (полного солнечного затмения. Рас­сматривая этот рисунок, можно заключить, что наблюдения короны воз­можны и вне затмения, по крайней мере ее са­мых внутренних обла­стей. Однако проблема оказалась чрезвычайно сложной. Многочислен­ные попытки наблюдать корону, экранируя диск Солнца искусственной «луной», помещаемой в фокальной плоскости те­лескопа, терпели неуда­чу. Решение проблемы было найдено француз­ским ученым Лио в 1930 г. Он тщательно изучил источники рассеянного света, создающего сильный фон в инструменте. Наблюдения прежде всего должны прово­диться при исключительно ясном «безореольном» небе. Яркость неба обычно сильно возрастает с приближением к солнечному краю, т. е. имеется ореол. Этот рост обус­ловлен рассеянием солнечного света на пылевых части­цах, водяных каплях и кристаллах льда, содержащихся в атмосфере. Выбор места наблюдений высоко в горах существенно увеличивает количество безореольных дней, в некоторые часы снижая яркость неба вблизи Солнца до нескольких миллионных долей величины яр­кости солнечного диска (хорошими для наблюдений ко­роны считаются значения в десятки миллионных долей). Лио выбрал место во французских Пиренеях на вы­соте 2900 м, теперь это известная обсерватория Пик-дю-Миди. Особое внимание Лио обратил на рассеяние сол­нечного света в объективе инструмента. Источниками рассеянного света являются: царапины, пыль на (поверх­ностях объектива, неоднородные отклонения поверх­ности от заданной формы (дефекты полировки); внут­ренние неоднородности стекла (так называемые «сви­ли») и воздушные пузыри; многократные отражения света от оптических поверхностей; дифракция света на краях объектива. Для того чтобы свести к минимуму роль этих источников.

Сравнительные яркости короны и неба

Сравнительные яркости короны и неба

Лио использовал в качестве объ­ектива плоско-выпуклую линзу, изготовленную из одно­родного стекла с тщательно отполированными поверх­ностями, сконструировав телескоп специального типа — коронограф. Схема коронографа Лио приведена на рис. 12. Главный объектив О1 строит изображение Солн­ца на искусственной «луне», представляющей собой поли­рованный металлический конус, обращенный вершиной к объективу. Диаметр основания конуса немного больше диаметра изображения Солнца. Искусственная «луна» М отражает солнечный свет так, что он не попадает назад на объектив. Непосредственно за «луной» расположена весьма существенная деталь коронографа — линза поля L с фокусным (расстоянием, раз в 10 меньшим, чем у главного объектива. Линза поля строит изображение главного объектива на диафрагме D, экранирующей яркое кольцо, образованное дифрагированным светом. За диафрагмой D расположен объектив О2, который «переносит» изображение окружающих Солнце участков неба и короны на фотографическую пластинку или щель спектрографа. В плоскости диафрагмы можно также по­местить небольшие экранчики, закрывающие светлые точки, возникающие в результате рассеяния на имею­щихся пузырях и царапинах. Лио в своей схеме поме­щал в центре диафрагмы небольшой экран, закрываю­щий яркую точку, образующуюся при отражении сол­нечного света от поверхностей объектива. Требования, предъявляемые к линзе поля и перестраивающему объ­ективу, не высоки. Для хорошего объектива практически весь рассеянный свет определяется дифракционным кольцом, обусловленная им интенсивность фона в фо­кальной плоскости коронографа на расстоянии 0,05— 0,1 Rс от края изображения «луны» составляет пример­но 1/1000 яркости Солнца. При особо тщательной под­готовке 10-сантиметрового объектива Лио удавалось снижать яркость фона от рассеянного света до 1—2 мил­лионных долей яркости Солнца. Количество рассеянного света зависит от диаметра объектива (очевидно, что оно растет немного быстрее, чем квадрат диаметра).

Схема коронографа Лио

Схема коронографа Лио

Однолинзовый объектив обладает значительной хро­матической аберрацией, т. е. его фокусные расстояния для излучения разных длин волн различны. Это не яв­ляется препятствием для наблюдений короны, так как наблюдения для увеличения контрастности проводятся в свете одной из наиболее ярких корональных линий (обычно зеленой или красной), т. е. практически в моно­хроматическом свете (излучении в одной длине волны). Вблизи края Солнца эквивалентная ширина зеленой корональной линии составляет десятки и может дости­гать сотен ангстрем. Это значит, что применение узкого монохроматического фильтра с шириной полосы про­пускания в 1—2А (напомним, что ширина зеленой линии около 1 А) может повысить контрастность наблюдаемо­го излучения короны по отношению к фону неба в де­сятки раз. Конструкция такого фильтра была изобрете­на Лио, а сам фильтр изготовлен независимо друг от друга тремя исследователями — Лио, Эманом и Эвансом.

Внезатменные наблюдения короны в непрерывном спектре со времени Лио никому не удавалось провести; Лио несколько раз (в 1931 г.) получал фотографии ко­роны через широкий красный фильтр, что до сих пор вы­зывает восхищение исследователей короны. К сожале­нию, Лио постигла преждевременная кончина после про­ведения им наблюдений солнечного затмения 25 февра­ля 1952 г., при которых Лио получил блестящие спектро­граммы короны, содержащие массу новых корональных линий.

В 1966 г. в СССР был изготовлен самый крупный в мире внезатменный коронограф, имеющий 53-сантимет­ровый объектив с фокусом 8 м. Оптическая схема и ос­новы механической конструкции инструмента разрабо­таны автором совместно с А. А. Сазановым. Коронограф установлен на Горной астрономической станции Пулков­ской обсерватории, и наблюдения проводятся сотрудни­ками Горной станции и лаборатории солнечной актив­ности ИЗМИРАН.

К настоящему времени изготовлено еще 6 аналогич­ных инструментов: два установлены в Мондах (Саяны), в Иркутской обсерватории, и по одному близ Алма-Аты (Горная обсерватория Астрофизического института), в Венгрии (Дебреценская обсерватория на уровне моря), в Абастуманской обсерватории Грузинской академии наук (высота 1600 м), а также один инструмент будет уста­новлен в горах Азербайджана (солнечная станция Азер­байджанской академии наук). Два крупных короногра­фа с объективами диаметром 40 см и фокусными рас­стояниями 8 м имеются в США: горные обсерватории Клаймакс и Сакраменто-Пик.

Крупные коронографы дают возможность детально исследовать особенности внутренней короны и хромо­сферы при большой пространственной разрешающей способности (одна секунда дуги и лучше). В настоящее время решение многих вопросов солнечной короны тре­бует изучения ее тонкой структуры.

Еще в 1930-годах Лио удавалось наблюдать линии излучения короны и на уровне моря (в Медонской об­серватории, расположенной в пригороде Парижа). При этом главным источником рассеянного света являлось небо, со значительным околосолнечным ореолом, каким оно всегда бывает на уровне моря. Ясно, что для таких наблюдений уже не предъявляется исключительно вы­соких требований к коронографу. В связи с этим совет­скому астроному И. А. Прокофьевой начиная с 1956 г. удалось получать спектры красной и зеленой корональных линий в Пулковской обсерватории (близ Ленин­града). И. А. Прокофьева упростила схему Лио, исклю­чив линзу поля и перестраивающий объектив. Роль «луны» в ее коронографе выполняла щель спектрографа, одна из полированных щечек которой отражала яркий свет солнечного диска. Вместо линзы поля использова­лось зеркало спектрографа (так называемое коллиматорное зеркало), превращающее расходящийся из щели пучок света в параллельный. Диафрагмой Лио служила оправа дифракционной решетки, которая в спектрогра­фе служит для разложения белого света в спектр. Пре­имуществом коронографа Прокофьевой является умень­шение числа оптических деталей по сравнению с коро­нографом Лио, а недостатком — существенно большее количество рассеянного света, возникающее, главным об­разом, из-за невозможности полного экранирования «дифракционного кольца» в изображении объектива. Дело в том, что после прохождения через узкую щель спектрографа пучков света от объектива, вследствие дифракции изображение объектива становится не рез­ким, размытым, и полное экранирование «дифракцион­ного кольца» невозможно без существенных потерь ко­личества света. Специальное исследование, проведенное А. А. Сазановым и автором, показало справедливость этих замечаний.

В 1959 г. коронограф типа Прокофьевой с некоторы­ми модификациями оптики и механики (Г. С. Иванов-Холодный и автор) был построен и успешно применен для наблюдений короны и, главным образом, хромо­сферы и протуберанцев. Инструмент был установлен в Институте земного магнетизма, ионосферы и распро­странения радиоволн под Москвой.

Очевидно, что коронографы типа Прокофьевой неце­лесообразно применять в условиях хорошего неба при его яркости вблизи Солнца, меньшей 10-4—10-5 (в от­носительных единицах яркости Солнца). Инструменты такого типа, однако, из-за своей относительно простой конструкции удобны для наблюдений спектров самых нижних слоев солнечной атмосферы — хромосферы, протуберанцев и, особенно, ярких эмиссионных линий ко­роны. В этом отношении они значительно лучше солнеч­ных зеркальных телескопов. Заметим, что коронографы упрощенной схемы могут применяться только для на­блюдений спектров, а в том случае, когда необходи­мо исследовать изображение короны, нужен клас­сический коронограф Лио.

Коронограф с «внешним затмением». В коронографе Лио искусственное затмение осуществляется внутри ин­струмента, после построения изображения Солнца. Если поместить перед объективом телескопа непрозрачный диск, чтобы он «затенил» объектив от прямых солнеч­ных лучей, то можно существенно снизить рассеянный свет. Однако при этом свет, идущий из точек, располо­женных на малом угловом расстоянии от Солнца, по­падает лишь на небольшую часть объектива, представ­ляющую собой кольцо вдоль оправы. Относительная ши­рина этого кольца определяется угловым расстоянием исследуемой области короны от Солнца, линейным рас­стоянием диска от объектива l и диаметром последне­го d. Весь объектив будет освещаться излучением, иду­щим от точки, удаленной на угол а от края Солнца, причем а ~ d/l. Ha объектив попадет также солнечный свет, дифрагированный на краю внешнего диска. Интен­сивность дифрагированного излучения будет составлять около 10-3 по отношению к яркости солнечного света, падающего на диск вблизи края объектива. Используем теперь в качестве телескопа коронограф Лио, рассеян­ный свет в котором может составлять 10-6—10-5 от яркости освещающего объектив источника. Таким обра­зом, мы будем иметь коронограф, в котором рассеянный свет весьма мал, около 10-8—10-9 (в относительных единицах). Вспомним, что эта величина в 1000 раз мень­ше яркости идеального горного неба. Подобный короно­граф с «внешним затмением» был предложен Лио, а в 1964 г. сконструирован в США Ньюкирком и Болином. Для того чтобы уменьшить количество света, дифраги­рованного на внешнем диске, использовались несколько дисков, стоящих один за другим. Расчеты показывают, что ставить более трех дисков не имеет смысла, так как дальнейшее увеличение их числа не уменьшает интен­сивность дифрагированного света, попадающего на объ­ектив-. Кроме того, были применены различные методы так называемой «апподизации», т. е. уменьшения ко­личества дифрагированного света. Например, если край диска сделать зубчатым (зубцы, конечно, делаются до­статочно мелкими по сравнению с размерами диска), то направление дифрагированных лучей меняется так, что часть их проходит мимо объектива.

Столь малый инструментальный рассеянный свет в коронографе «с внешним затмением» делает целесооб­разным его применение для наблюдений короны с борта космических аппаратов или аэростатов, т. е. при малой интенсивности излучения неба. Наблюдения с аэростата производились французским астрономом Дольфюссом с его сотрудниками (1971 г.), а в космосе — американ­скими исследователями с борта орбитальной обсервато­рии «Скайлэб». Существенным недостатком короногра­фа «с внешним затмением» являются малые по необхо­димости размеры объектива (малые диаметр и фокус­ное расстояние), снижающие его разрешающую способ­ность. Это связано с тем, что при допустимых размерах всего прибора в целом расстояние затмевающих дисков до объектива должно быть существенно большим по сравнению с его фокусным расстоянием. Коронограф «с внешним затмением», сконструированный Ньюкирком и Болином, имел главный объектив диаметром 33 мм и фокусным расстоянием, равным 35 см, расстояние «луны» до объектива составляло 2,3 м.

Проблема дальнейшего усовершенствования короно­графов с весьма малым рассеянным светом в настоящее время особенно важна в связи с развитием астрономи­ческих наблюдений в космических условиях, где яр­кость неба существенно ниже, чем во время полных солнечных затмений на Земле (<10-9 по отношению к яркости Солнца).

Искусственное затмение в космосе. Возможно, у чи­тателей возник вопрос: если дифракция на внешнем диске, затмевающем объектив коронографа, играет су­щественную роль в создании рассеянного света, то по­чему дифракция на видимом краю Луны не мешает на­блюдать корону во время настоящих полных затмений? Все дело в очень большом расстоянии экрана—Луны— от наблюдателя. Дифракция характеризуется некоторым количеством света, отклоняющимся на краю препят­ствия на определенный угол. При малом расстоянии пре­пятствия от наблюдателя дифрагированный свет рас­пределится на небольшую площадь, и его яркость будет ощутима; с увеличением расстояния яркость будет па­дать, так как ширина полосы, в которую попадает дифрагированный свет, будет расти пропорционально расстоянию.

Пользуясь этим обстоятельством, автор совместно с сотрудником Института космических исследований АН СССР А. И. Симоновым предложил эксперимент, кото­рый планируется осуществить летом 1975 г. три совмест­ном полете американского и советского космических ко­раблей «Аполлон» и «Союз». Корабль «Аполлон», имею­щий форму цилиндра (поперечное сечение—круг), будет играть роль Луны, а с корабля «Союз» будет произво­диться съемка искусственного солнечного затмения. После стыковки движущиеся вокруг Земли космические корабли перед выходом из земной тени, т. е. перед вос­ходом Солнца для космонавтов, будут ориентированы вдоль прямой, направленной на Солнце, и начнут рас­стыковку так, чтобы «Аполлон» удалялся от «Союза» по направлению к Солнцу, затмевая его для наблюда­телей на «Союзе». Диаметр «Аполлона» около 4 м, поэто­му затмение будет продолжаться при условии правиль­ной ориентировки кораблей вплоть до расстояния в 300 м. По мере увеличения расстояния между кораблями будут открываться все более внутренние части ко­роны. Важно, что расстыковка будет производиться непосредственно перед восходом Солнца, когда почти вся видимая космонавтами поверхность Земли будет темной. В этом случае «земной свет», освещающий «Аполлон» и иллюминатор «Союза», будет слабым и не помешает наблюдениям. По расчетам, затмение про­длится около 5 мин, в течение которых будет сделан ряд снимков с различными выдержками. Осуществление искусственного солнечного затмения — как и других, планирующихся при совместном полете экспериментов,— возможно лишь в результате большой работы различных ученых и специалистов.

К-коронометр. Наблюдения короны в «белом» свете (в непрерывном спектре) могут осуществляться с ис­пользованием фотоэлектрических методов. Известно, что современная электроника позволяет выделять перемен­ный (модулированный) сигнал на фоне относительно большого (большего в десятки тысяч раз) постоянного сигнала. Этот принцип был применен французскими астрономами Влериком и Акстеллом в 1957 г. для созда­ния «К-коронометра». Этот прибор, как показывает само название, служит для измерения К-составляющей коро­ны вне затмения, а более точно — для измерения поля­ризованной части К-составляющей. Влерик и Акстелл использовали то, что степень поляризации неба вблизи Солнца весьма мала, а поляризация излучения коро­ны — высока. Модулируя поляризованную часть излу­чения короны специальным анализатором (электроопти­ческим кристаллом, меняющим под действием прило­женного к нему переменного напряжения свои поляри­зационные свойства), Влерик и Акстелл смогли записать, регистрируя модулированный сигнал электронным фото­умножителем, интенсивность поляризованной части ко­ронального излучения вдоль концентрических Солнцу кругов на различном расстоянии в короне. Аналогичные приборы теперь работают также и в США. С помощью К-коронометра можно «видеть» корону до больших (1—2 Rс) расстояний, прослеживая структурные осо­бенности и, что особенно важно, развитие их во времени.

Радиальный фильтр. Яркость свечения короны быст­ро падает с расстоянием, меняясь в тысячи раз при пере­ходе от самой внутренней короны ко внешней (>4 Rс)- Поэтому при наблюдениях во время затмений нельзя на одной фотографии получить изображение ко­роны, пригодное для фотометрического исследования в широком интервале расстояний. Обычно на негативе хо­рошо регистрируется изображение, яркость отдельных деталей которого отличается не более чем в 10— 100 раз. Для получения изображения внутренних и внешних частей короны на одном снимке применяют так называемый радиальный нейтральный фильтр. По­глощение света таким фильтром зависит только от рас­стояния до его центра. Фильтр представляет собой плос­кое стекло (расположенное непосредственно перед фото­пластинкой), на которое в вакууме «напыляется» слой алюминия переменной толщины. В центре фильтра имеется круг без «напыления», точно совмещаемый с изображением Солнца; за пределами этого круга толщи­на «напыленного» слоя алюминия меняется так, чтобы прошедший сквозь него свет ослабевал с приближением к краю Солнца примерно по такому же закону, по како­му растет яркость короны. Изготовление подобного фильтра связано с некоторыми техническими трудно­стями: для того чтобы сохранялась однородность про­пускания фильтра на постоянном расстоянии от его центра, приходится при «напылении» вращать его, а для получения нужного изменения пропускания с расстоя­нием — постепенно удалять фильтр от распылителя. На полученных через радиальный фильтр фотографиях хо­рошо видна лучистая структура короны, так как яркость вдоль лучей падает с расстоянием медленнее, чем яр­кость «диффузной» короны. Радиальные фильтры ис­пользовались и в СССР (П. В. Щеглов, ГАИШ). Осо­бенно широко их используют французские астрономы, которые впервые применили радиальные фильтры и до­стигли выдающихся результатов (Лафиньер, Кучми).

Искусственное затмение близ Луны. Все большее применение находят космические методы исследования короны. О некоторых из них упоминалось выше. Боль­шой интерес представляют наблюдения короны с селено­центрической (окололунной) орбиты. Для космического корабля в этом случае весьма часто будет происходить затмение Солнца — при его восходе и заходе. Совер­шенно темное небо позволяет наблюдать самые внешние части короны, переходящие в зодиакальный свет.

Подобные наблюдения, фотографические и визуаль­ные, проводились американскими астронавтами на космических кораблях «Аполлон». В частности, командир «Апполона-17» Ю. Сернан наблюдал зодиакальный свет и внешнюю корону при малых угловых погружениях Солнца за лунный горизонт. Наиболее интересное явле­ние, отмеченное астронавтами, — наличие прямолиней­ных узких лучей, выходящих из-под горизонта от Солн­ца и проецирующихся на зодиакальный свет. Они на­блюдались до расстояний в 20°.

По мнению автора, эти лучи относятся к чисто элек­тронной короне и представляют собой корпускулярные потоки. Другая точка зрения состоит в том, что эти лучи отождествляются с неоднородностями зодиакального света, т. е. состоят из пыли.