Феликс Зигель - Виновато Солнце

А вот на Солнце, в его не слишком глубоких слоях, непрерывно происходит конвекция, перемешивание солнечного вещества. Горячие струи солнечного газа поднимаются вверх, и верхушки их мы называем гранулами. Рядом же охладившиеся газы опускаются вниз — это темные промежутки между гранулами. В целом все это сильно напоминает кипение жидкости в кастрюле — ведь там тоже совершается непрерывное перемешивание, то есть конвекция.

Конвективный слой на Солнце примерно в тысячу раз толще фотосферы. Он начинается с глубины около 100 тысяч километров, и за счет этого слоя совершается переход от сверхгорячих солнечных недр к его сравнительно умеренно нагретой поверхности.

На краях солнечного диска почти всегда видны светлые, неправильной формы пятнышки. Они напоминают яркие облачка, в которых различимы прожилки, яркие точки и какие-то узелки. Их называют факелами, и они равномерно усеивают фотосферу, хотя хорошо различимы лишь у краев Солнца. В отличие от гранул, факелы относительно устойчивы. Иногда, почти не меняясь, они существуют недели и даже месяцы.

Рисунок крупного солнечного пятна. Справа вверху показаны сравнительные размеры Земли

Факелы расположены несколько выше общего уровня фотосферы и горячее ее на 200–300°. Они образуются в тех местах фотосферы, где возникают слабые магнитные поля.

Солнечные газы ионизированы, иначе говоря, они обладают определенным электрическим зарядом. На такие газы магнитное поле действует как некая регулирующая сила. Она упорядочивает конвекцию, а это позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший запас энергии. Так объясняется повышенная яркость факелов и их приподнятость над фотосферой.

Самая замечательная деталь фотосферы — солнечные пятна, кажущиеся с расстояния 150 миллионов километров очень маленькими. Солнечные пятна на самом деле колоссальны. В среднем рядовое солнечное пятно имеет в поперечнике 10–15 тысяч километров, что сравнимо с поперечником Земли. Однако нередко появляются гиганты, достигающие в диаметре 200 тысяч и более километров.

Пятно обычно возникает там, где до этого наблюдались факелы. Вначале солнечное пятно — это крошечная пора, маленькая черненькая точка, лишь чуть большая, чем темные промежутки между гранулами. Примерно через день пора увеличивается и превращается в резко очерченное пятно. Еще спустя день в средней части пятна возникает светлая перемычка, и пятно делится на два. Проходят еще один-два дня, и вокруг пятен образуется более светлая, с прожилками, кайма — так называемая полутень. Пятна медленно продолжают расти, а рядом с ними возникает множество мелких пятен, нередко связанных общей полутенью. Образуется группа солнечных пятен, по размерам в огромное число раз превосходящая диаметр земного шара.

Это — вершина развития, апофеоз. Далее все идет на убыль. Пятна уменьшаются, блекнут, и, хотя вся группа как бы чуть-чуть расползается по солнечной поверхности, в конце концов пятна исчезают, сменяясь обычными гранулами. Весь этот цикл развития занимает две-три недели, но некоторые особенно мощные группы солнечных пятен могут существовать многие месяцы.

Так совершаются события на Солнце. При наблюдениях с Земли картина несколько осложняется тем, что огромный солнечный шар медленно вращается вокруг собственной оси. Если бы Солнце было твердым телом, все бы его точки имели одинаковую угловую скорость, а значит, и одинаковый период вращения. На самом деле исполинский газовый шар вращается иначе, как бы по частям.

Экваториальные зоны Солнца завершают полный оборот за 25 суток, а околополярные области примерно за месяц.

В среднем полный оборот Солнце завершает за 27 земных суток — запомните эту величину, с ней в дальнейшем нам часто придется встречаться.

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.