Солнечный луч - [20]

Вся фотосфера Солнца состоит как бы из отдельных зерен, гранул, величиной 700—2000 км, которые разделены между собой темными промежутками. Продолжительность жизни гранулы — всего 3—5 мин.

На видимой поверхности Солнца можно часто наблюдать и другие интересные образования — солнечные пятна. Двести лет назад астрономы полагали, что темные пятна — это вершины солнечных гор, возвышающиеся над океаном жидкой лавы во время отливов. На рубеже XIX в. английский астроном Уильям Гершель высказал предположение, что пятна представляют собой участки твердой холодной поверхности Солнца, видные в просветы между сверкающими раскаленными облаками. Сейчас мы знаем, что пятна лишь относительно темны и холодный на ярком солнечном диске они кажутся темными, так как их температура на 1100—1200° К [Величина 1 градуса по шкале Кельвина совпадает с величиной 1 градуса по Цельсию. Нулевая точка соответствует температуре —273° С (абсолютный нуль)] ниже температуры фотосферы. Размеры солнечных пятен различны: в среднем их диаметр 7—15 тыс. км, а наиболее крупные достигают в поперечнике 50—100 и даже 230 тыс. км. Пятна размером больше 40 тыс. км видны на Солнце невооруженным глазом. Возникают пятна на уровне фотосферы. Но дно пятна, образующее тень, располагается в среднем на 1000—1400 км глубже его краев. Таким образом, пятно представляет собой воронку, стенки которой видны как полутень. Крупные пятна более глубоки (см. рис. на вклейке). Вещество Солнца в пределах пятен находится в медленном вихревом движении, причем направление вращения в северном полушарии по часовой стрелке, в южном — против. Холодная материя поднимается в области пятна и растекается вдоль поверхности, постепенно прогреваясь.

Самое интересное в солнечных пятнах — наличие колоссальных магнитных полей (2—5 тыс. гаусс). Величина их в тысячи раз превышает напряженность общего магнитного поля Солнца. Силовые линии располагаются так, как будто пятно представляет собой полюс гигантского прямого магнита с осью, направленной в глубь Солнца. Чем больше пятно, тем выше напряженность его поля. Источником этих полей служат электрические токи чудовищной силы — до 10 тыс. млрд. ампер. Струи горячего ионизированного газа выносят сгоревшее ядерное топливо в наружные слои, а охлаждающийся газ переносит свежие порции горючего к центру «котла». Вследствие вращения Солнца газовые потоки закручиваются в вихри, которые отрываются, как кольца дыма, поднимаются к поверхности и, пробиваясь сквозь фотосферу, образуют пары солнечных пятен. И пятна, и сопровождающие их мощные магнитные поля — проявления гигантских термоядерных процессов, происходящих в глубинах Солнца. Газ внутри пятен движется вдоль магнитных силовых линий и охлаждается за счет расширения.

Пятна на Солнце наблюдаются главным образом по обе стороны экватора, чаще всего группами. Головное и хвостовое пятна группы обычно наиболее велики по размерам и имеют противоположную полярность. В северном и южном полушарии головные пятна групп всегда имеют противоположную полярность. Количество, размеры и длительность существования пятен на Солнце подчиняются своеобразным циклическим закономерностям. Самый короткий цикл имеет продолжительность 27 суток и связан с вращением Солнца вокруг своей оси. Наибольшее значение и известность имеет 11-летний цикл. Годы «спокойного Солнца», в течение которых пятен наблюдается очень мало, сменяются годами максимальной солнечной активности. С началом нового 11-летнего периода полярность пятен в северном и южном полушариях Солнца меняется на противоположную. Поэтому полный цикл солнечной активности составляет 22 года. Астрономы различают и более длительные циклы солнечной активности; их продолжительность 78—80, 190 лет и более.

С солнечными пятнами, с ритмом их образования и исчезновения связаны и другие проявления солнечной активности — протуберанцы, факелы (гигантские светящиеся облака, имеющие более высокую температуру, чем окружающая фотосфера), вспышки. Они возникают всегда в непосредственной близости от пятен, где перепады напряженности магнитных и связанных с ними электрических полей достигают максимальной величины. Во время вспышки гигантские массы солнечного вещества со скоростью 1000—3000 км/сек и более выбрасываются из хромосферы. Вспышки возникают очень быстро — в течение 10—30 сек; они носят характер взрыва. Яркость вспышки в момент ее максимума может быть в три-четыре раза выше яркости фотосферы; солнечный диск на ее фоне кажется темным. Температура солнечного вещества в месте вспышки достигает 10—15 тыс. градусов, а ионизация атомов хромосферы увеличивается в 10 раз.

Вспышки — источники мощного ультрафиолетового и рентгеновского излучений, радиоволн, а также больших потоков заряженных и быстро летящих частиц солнечного вещества, чаще всего протонов с энергией 100 млн. эв и больше. Протонные потоки, возникающие во время хромосферных вспышек на Солнце, представляют очень серьезную опасность для космонавтов, покидающих плотные слои земной атмосферы. Самая толстая оболочка космического корабля пока не в состоянии защитить людей от воздействия мощного излучения, от опасности лучевой болезни. В связи с этим очень большое значение имеет прогнозирование солнечных вспышек. Работы в этом направлении уже ведутся на протяжении нескольких лет. По величине, количеству и характеру пятен, по крутизне перепадов напряженности их магнитных полей ученые предсказывают (и не без успеха) не только время появления, но и мощность предполагаемых вспышек.