Рис. 10.14. Слева: Солнце в белом свете 5 июня 2012 г. (фото: Solar Dynamics Observatory, NASA); справа: снимок 28 октября 2003 г. (фото: SOHO, ESA, NASA).
Рядом с пятном можно различить светлые прожилки, их обычно называют факелами. Физикам это явление тоже должно быть понятно: горячая плазма не смогла прорваться в область пятна, магнитное поле ее туда не пустило, но ей надо куда-то деваться — и она прорывается рядом. Такими факелами окружено каждое пятно, но по краям Солнца они выглядят более контрастно (рис. 10.14).
Рис. 10.15. Так менялось количество пятен на Солнце за последние 400 лет наблюдений.
С начала XVII в., когда Галилей начал наблюдать Солнце, ведется хронология солнечной активности (рис. 10.15). На графике, демонстрирующем изменение во времени числа пятен или их общей площади, довольно четко соблюдается периодичность: примерно 11,5 лет отделяет каждый максимум от последующего максимума солнечной активности, т. е. периоды активности можно прогнозировать. Это важно, потому что в эпоху высокой активности Солнце представляет опасность, особенно для космической техники: чаще возникают неполадки, плотнее становятся верхние слои земной атмосферы и т. п.
С середины XVII по начало XVIII в. (в так называемый минимум Маундера) на Солнце вообще не отмечалось пятен, вспышек, мощных потоков газа, а на Земле это отозвалось малым ледниковым периодом. На старых голландских картинах изображали, как люди катаются по каналам на коньках: в то время это было распространенной забавой. А попробуйте сейчас зимой поехать в Голландию: каналы не замерзают, а если иной раз и замерзнут на неделю, то никто на такой лед выйти не решится.
Рис. 10.16. Солнечная поверхность в узком диапазоне линии Hα.
Когда мы фотографируем не в широком диапазоне излучения, а выделяем из всего спектра одну узкую спектральную линию, получаются довольно интересные портреты. Например, если наблюдать Солнце сквозь интерференционно-поляризационный фильтр, который пропускает свет только в окрестности линии Hα (соответствующей переходу электрона в атоме водорода с 3-го на 2-й энергетический уровень), то на фоне однородной поверхности солнечного диска видны яркие области, в которых водород интенсивно излучает, и темные — в которых он поглощает (рис. 10.16). Понятно, что яркие области более горячие. Но откуда берутся темные? Это взвиваются фонтаны газа, которые висят некоторое время над поверхностью Солнца, поддерживаемые магнитным полем. Их называют протуберанцами, это относительно холодные и плотные водородные облака, плавающие в разреженной и горячей солнечной атмосфере, и они частично поглощают свет, идущий с поверхности.
Рис. 10.17. Слева: Солнце 9 апреля 2013 г. в линии восьмикратно ионизованного железа Fe IX (17,1 нм). Справа: Солнце 30 марта 2010 г. в линиях He II (30,4 нм) и высокоионизованного железа. Фото: Solar Dynamics Observatory, NASA.
И совсем фантастическим Солнце выглядит в отдельных линиях ультрафиолетового диапазона, но такие портреты получаются только со спутников: до поверхности Земли излучение длиной волны менее 300 нм не доходит. В белом свете Солнце кажется спокойным, но в линии излучения ионизованного железа та же самая поверхность выглядит совсем по-другому. На синтетическом портрете, сложенном из нескольких спектральных линий, многое можно увидеть одновременно: тут и активные области, и выбросы-протуберанцы, и потоки газа в солнечной короне, и отдельные яркие точки, которых раньше не замечали вообще (рис. 10.17). Такие снимки рассказывают нам о том, как функционирует эта звезда на поверхности.
Особенно интересно получается, если делать снимки непрерывно и потом складывать из отдельных кадров «мувики». Так, один из старейших орбитальных телескопов, SOHO, уже 20 лет летает в космосе и несколько раз в час фотографирует Солнце через фильтр, пропускающий линии излучения водорода. Просматривая серии таких снимков, мы видим вспышки и протуберанцы в развитии, а также вращение звезды. Солнце вращается не особенно быстро: примерно за 27 суток оно делает один оборот вокруг своей оси. Но есть звезды, которые оборачиваются за несколько часов. Причина медленного вращения Солнца в том, что в процессе формирования нашей Солнечной системы планеты «отобрали» у своей звезды момент импульса, так что полный момент Солнечной системы в основном принадлежит планетам и складывается из их орбитального движения, прежде всего движения массивного Юпитера. Поэтому если мы видим, что какая-то звезда быстро вращается, то планет у нее, скорее всего, нет.
Рис. 10.18. Структура магнитного поля Солнца в области солнечного пятна детально «обрисована» потоками ионизованного газа.
Детальный снимок окрестности солнечного пятна, сделанный в области одной спектральной линии ионизованного железа, хорошо показывает структуру магнитного поля (рис. 10.18). Насыпанные на картонку железные опилки при поднесении снизу магнита выстраиваются вдоль силовых линий магнитного поля — точно так же ориентируются и потоки плазмы вокруг пятен, представляющих собой магнитные полюсы. Таким образом, мы можем непосредственно изучать магнитные поля и поведение газа в этих магнитных полях. Поля там неслабые, порядка тысячи гауссов. В принципе такую напряженность можно получить и на Земле, но это нелегко. А тут у нас, можно сказать, бесплатная физическая лаборатория, в которой можно наблюдать и изучать магнитную газодинамику.
Рис. 10.19. Выброс протуберанца 3 февраля 2016 г. Фото: NASA.
Как правило, протуберанцы спокойные. Они приподнимаются магнитным полем, еще немного свет на них давит снизу, т. е. получается магнитная ловушка, в которой висит плазменное облако; оно остывает — и тогда мы его видим. Иногда газ все-таки покидает поверхность Солнца, и его потоки устремляются из фотосферы в более высокие слои атмосферы — хромосферу и корону. Корону мы видим редко, потому что она хоть и очень горячая, более миллиона градусов, но очень разрежена и поэтому света дает мало. Только во время солнечного затмения, когда солнечный диск закрыт Луной, мы замечаем, что у Солнца атмосфера очень протяженная и динамично меняющаяся: потоки газа вырываются из нее довольно интенсивно. На хороших снимках солнечного затмения мы прослеживаем корону очень далеко, и она каждый раз разная, потому что меняется активность в разных областях Солнца.
Рис. 10.20. Солнечная корона, сфотографированная во время полных солнечных затмений 2015 г. (слева) и 2012 г. Фото: Милослав Друкмюллер (Miloslav Druckmüller).
А теперь сопоставьте известные вам данные: поверхность Солнца нагрета всего до 5—6 тысяч градусов, но отходим дальше в холодный космос — и вдруг миллионы градусов. Странная картина, правда? Вроде бы тепло течет от нагревателя к холодильнику, а поверхность Солнца — это и есть холодильник по сравнению с ядром. Что приносит туда энергию, что нагревает корону?
