Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

И тем не менее это вещество — газ, причем, конечно, не вы­рожденный. Более того, в первом приближении его можно считать идеальным газом и применять для прикидочных рас­четов формулы, следующие из классических газовых законов. В идеальном газе частицы не вступают в реакции — химические либо ядерные — друг с другом. Для недр Солнца это почти так. Вспомним, насколько мала вероятность для протона присоеди­нить к себе другой протон, преодолев кулоновский барьер, т. все

156

станет на свои места. Невообразимое число соударений испытает среднестатистическая частица, прежде чем вступит в реакцию.

Что мы видим, глядя на Солнце? Видимая его поверхность называется фотосферой — именно от нее распространяется из­лучение. Вся поверхность фотосферы покрыта гранулами с ха­рактерным поперечником порядка тысячи километров, а также флоккулами — волокнами различной формы. Эти образования, постоянно возникающие и исчезающие, есть не что иное, как видимое проявление конвекции в наружных слоях Солнца. Их температура градусов на 200 выше, чем средняя по фотосфере. Вывод однозначен: каждая гранула или флоккула есть верхуш­ка конвективной ячейки, доставляющей нагретое вещество к поверхности. Фотосфера по сути просто «кипит» и по внешне­му виду издавна сравнивается с кипящей рисовой кашей. Так и должно быть: ведь наружная треть солнечного радиуса — это конвективная зона, где из-за низкой прозрачности вещества энергия отводится вовне только путем конвекции.

Солнечные пятна, открытые еще Галилеем, — менее зауряд­ное явление. Некоторые из них столь велики, что наблюдают­ся невооруженным глазом на закате или лучше сквозь темное стекло (годится компьютерная дискета, не спешите их выбра­сывать). Пятна — это магнитные силовые трубки, уходящие в недра Солнца. Поверхность Солнца в пятнах вдавлена, а темпе­ратура фотосферы в пятнах примерно на тысячу градусов ниже, чем полагается иметь звезде класса G2. Поэтому пятна кажутся темными только по контрасту с более яркими окружающими об­ластями. По краям пятен наблюдаются факелы и даже целые фа­кельные поля.

Пятна медленно перемещаются по солнечному диску, под­чиняясь как вращению Солнца, так и собственному дрейфу. Бывают одиночные пятна, нередко два примерно одинаковых пятна дрейфуют неразлучной парой, что говорит о пересече­нии поверхностью Солнца изогнутой магнитной трубки; часто встречаются и группы пятен. Немецкий аптекарь и астроном- любитель Генрих Швабе, живший в XIX веке и потративший

157

43 года на поиски околосолнечной планеты Вулкан, зарисовы­вал пятна, надеясь, что одно из них окажется диском искомой планеты. Вулкана он не нашел, зато обнаружил ll-летний цикл активности Солнца, связанный с периодическим уменьшением и увеличением количества пятен. Численно солнечную активность характеризует число Вольфа (W), равное количеству одиночных пятен плюс удесятеренное количество групп пятен. Сейчас ин­декс солнечной активности рассчитывается несколько иначе, но он переводится в число Вольфа простым умножением на по­стоянный коэффициент. В максимумах солнечной активности число Вольфа нередко превышает 2 оо, а в минимумах нередко падает до ю и даже еще ниже.

Иногда на солнечном диске появляются настолько большие пятна, что их можно разглядеть невооруженным глазом, — хотя лучше все-таки «вооружить» глаз каким-либо плотным свето­фильтром, хотя бы упомянутой уже дискетой, или наблюдать солнечный диск на закате. Некоторые из этих пятен-громадин втрое превышают диаметр Земли (а рекордное пятно, заре­гистрированное в 1995 ^Г°ДУ спутником SOHO, имело размер юо тысяч километров, т. е., было в 7 с лишним раз больше зем­ного диаметра).

Как это ни странно на первый взгляд, но интегральная яркость Солнца увеличивается, когда на нем много пятен, хотя, казалось бы, должно быть наоборот. Причина в том, что факельные поля, окружающие пятна, не просто компенсируют падение яркости, но компенсируют его с лихвой. В годы максимумов активности солнечная постоянная (под ней понимается количество сол­нечной энергии, получаемой единицей перпендикулярной сол­нечным лучам поверхности на среднем расстоянии от Земли до Солнца), равная в среднем 1369 Вт/м², возрастает на о,2-0,3% по сравнению с годами минимума.

Каждые 11 лет полярность магнитного поля Солнца меняет­ся. Можно сказать, что Солнце — магнитно-переменная звезда. Но эти перемены диктуются изменением общего направления движения огромных масс солнечной плазмы, возникающим

158