Виновато Солнце

Когда солнечное пятно появляется на западном краю солнечного диска, оно вследствие перспективы кажется вытянутым, овальным. Кроме того, видна только часть полутени, так что невольно создается впечатление, что солнечное пятно — некое углубление в фотосфере, а полутень — края огромной воронки, центр которой и воспринимается как «тень», то есть самая темная часть солнечного пятна.

По-видимому, так оно и есть: каждое рядовое солнечное пятно — это воронкообразное образование глубиной около 1000–1500 км, причем радиальные волокна полутени при ширине около 30 км имеют длину в несколько тысяч километров.

Эффект Вильсона, показывающий, что пятна представляют собою углубления в фотосфере.

Когда-то думали, что солнечные пятна — это газовые вихри в солнечной фотосфере. Однако выяснилось, что движение газа в пятнах совсем не так просто. В верхних слоях пятна солнечные газы со всех сторон втекают внутрь, к его центру. В нижних слоях наблюдается противоположная картина — газы радиально вытекают из пятна. Есть и вихревое движение, но опять разнонаправленное на разных «этажах». Это движение очень медленное, вовсе не похожее на стремительные смерчи в земной атмосфере. Скорее наоборот, солнечные пятна — это «зоны затишья» среди постоянно «кипящей» фотосферы.

Температура газов внутри солнечною пятна примерно на 1500° ниже температуры фотосферы. По причине контраста пятна кажутся темными. Однако рядовое солнечное пятно, помещенное на ночное небо, сияло бы в сто раз ярче полной Луны.

Характерная деталь: каждое солнечное пятно похоже на исполинский электромагнит. Магнитные поля солнечных пятен очень мощны — их напряженность нередко достигает 3000 эрстед, что почти в 6000 раз больше напряженности земного магнитного поля. Сила электрического тока, необходимая для создания такого мощного магнитного поля, должна измеряться биллионами ампер!

Стоит заметить, что Солнце, как и Земля, обладает еще общим магнитным полем. Но оно очень слабое — его напряженность не превышает 1 эрстеда.

Когда большое солнечное пятно, достигнув максимальных размеров, начинает уменьшаться, а затем исчезает, магнитное поле, хотя и ослабленное, остается существовать вплоть до появления нового пятна в той же области.

И вообще «затухание» магнитных полей в фотосфере совершается очень медленно — теоретически можно доказать, что полное уничтожение магнитного поля в условиях Солнца возможно лишь за сотни лет.

Как это ни горько признать, но до сих пор нет теории, полностью объясняющей происхождение солнечных пятен.

Одно ясно — охлаждение солнечных газов внутри пятна вызвано действием местного магнитного поля. Оно тормозит движение газов поперек силовых линий, сдерживает конвекцию. Поэтому под пятном почти прекращается циркуляция газов, которая переносит из глубины Солнца наружу значительное количество энергии, газы охлаждаются, и пятно кажется черной оспиной на ослепительном лике Солнца.

Где кончается Солнце?

Неискушенному в астрономии человеку может показаться, что Солнце «оканчивается» там, где видит глаз резко очерченный край солнечного диска. Но это не так. В те редкие моменты, когда Солнце покрывается черным диском Луны, вокруг затмившегося Солнца виден оранжево-красный ободок с небольшими выступами, напоминающими язычки пламени. Самое же примечательное в такие минуты — изумительно красивое жемчужно-серебристое сияние, со всех сторон окружающее Солнце.

Оранжевый ободок — солнечная хромосфера («цветная оболочка»). Пламенеобразные выступы — солнечные протуберанцы. Сияние вокруг затмившегося Солнца — солнечная корона. А все эти образования, вместе взятые, образуют весьма обширную солнечную атмосферу.

Строение Солнца: 1 — корона, 2 — хромосфера, 3 — фотосфера; 4 — протуберанец, 5 — пятно, 6 — хромосферная вспышка, 7 — уплотнение короны в области вспышки, 8—флоккул

Атмосфера Солнца гораздо разреженнее его фотосферы, не говоря уже о солнечных недрах. Ее свечение несравненно слабее ослепительного блеска фотосферы. В частности, корона Солнца на ночном небе сияла бы не ярче полной Луны. Поэтому астрономам приходится прибегать к различным техническим ухищрениям, чтобы всегда, в любой ясный день наблюдать солнечную атмосферу. Самый нижний ее слой, непосредственно прилегающий к фотосфере, имеет плотность в сотни раз меньше плотности комнатного воздуха (3·10^-8 г/см³) В более высоких слоях солнечная атмосфера еще разреженнее. Здесь, как и повсюду на Солнце, преобладает водород и гелий с ничтожной примесью остальных элементов.

Кстати сказать, красно-оранжевая окраска хромосферы вызвана именно водородом, интенсивно излучающим красные лучи.