Колин Стюарт - Вселенная на ладони [litres]

Солнце – это гигантский магнит. Вы наверняка помните из школы тот заезженный эксперимент с магнитным бруском и железными опилками. Опилки выстраивались ровными рядами вдоль линий невидимого магнитного поля, пролегающих между его северным и южным полюсами. И у Солнца, и у Земли имеются аналогичные магнитные поля, пролегающие от одного полюса до другого. Наше магнитное поле закономерно сходно с полем магнитного бруска, потому что Земля вращается как единое твердое тело. Однако Солнце представляет собой вихрящийся колыхающийся шар, состоящий из чрезвычайно перегретого газа под названием плазма. Не являясь единым цельным телом, Солнце на экваторе вращается на 20 % быстрее, чем на полюсах. Астрономы называют это явление дифференциальным вращением, или ротацией.

В итоге магнитное поле на экваторе растягивается быстрее, чем на полюсах. Это приводит к тому, что общее магнитное поле Солнца становится значительно более сложным из-за того, что оно скручивается и запутывается. Во многом так же, как и в скрученной пружине или резиновом поясе, в результате этого процесса происходит накопление энергии вдоль магнитных линий. Мы наблюдаем высвобождение этой скрытой энергии в форме специфических проявлений и извержений на поверхности Солнца.

Солнечные пятна – одни из самых заметных и очевидных явлений на поверхности Солнца – затемнения, часто появляющиеся группами. Первым эти пятна еще в начале XVII века заметил Галилей, наблюдавший за небом в телескоп, но сообщения о солнечных пятнах, видимых невооруженным глазом, появлялись на протяжении более двух тысяч последних лет. И это вполне вероятно, поскольку некоторые солнечные пятна вырастают до размеров, равных более чем 10 % от общего диаметра солнечного диска – или до 160 тысяч километров. Это в 12,5 раза шире, чем диаметр земного шара. Солнечные пятна, как правило, существуют от нескольких дней до нескольких недель, однако некоторые из наиболее устойчивых долгожителей остаются на поверхности Солнца месяцами.

В течение многих лет объяснения происхождения этих пятен варьировались от предположений, что они вызваны штормами в солнечной атмосфере, до подозрений в том, что это синяки или кровоподтеки, за которые ответственны кометы камикадзе. Средняя температура фотосферы равна приблизительно 5,5 тысяч градусов по Цельсию, тогда как температура на солнечных пятнах в большинстве случаев варьируется от 3 тысяч до 4 тысяч градусов по Цельсию. Мощные локальные магнитные поля в районе локализации солнечных пятен по возможности препятствуют подъему тепла вверх из нижележащей конвекционной зоны. Именно поэтому солнечные пятна часто появляются парами – по одному на каждый полюс.

Еще со времен Галилея астрономы постоянно и подробно фиксировали количество солнечных пятен. Была установлена четкая модель изменения их числа – их количество достигало максимума ровно через каждые одиннадцать лет, после чего они постепенно исчезали и затем появлялись вновь.

Родившись в Северной Ирландии, Маундер (урожденная Рассел) получила образование в Кембридже, прежде чем стать одним из «человеческих компьютеров» в Королевской обсерватории в Гринвиче. Ей было поручено делать снимки Солнца и производить вычисления. Здесь же, в Гринвиче, она встретилась со своим коллегой-астрономом Уолтером Маундером, за которого в 1895 году вышла замуж. В соответствии с социальными установками и традициями своей эпохи она была вынуждена после замужества официально уволиться и оставить работу.

Однако пара продолжала вместе работать в области исследований строения Солнца и в особенности над проблемой солнечных пятен. Проанализировав исторические сведения об их появлении, они обнаружили корреляцию между низким числом пятен и периодом низких температур на Земле. Теперь период между 1645 и 1715 годом известен как минимум Маундера, или более распространенно – Малый ледниковый период.

Маундер, будучи великим пропагандистом астрономических знаний среди широкой публики, была одной из первых женщин, избранных в члены Королевского астрономического общества, после того как в 1916 году запрет в отношении женщин был снят. Сегодня Королевское астрономическое общество присуждает ежегодную медаль имени Анни Маундер самым достойным пропагандистам знаний о космосе.

Другие формы солнечной активности – вспышки на Солнце, протуберанцы и корональные выбросы массы, которые мы рассмотрим в следующем разделе, – также следуют этой тенденции. Требуется ровно одиннадцать лет дифференциального вращения, чтобы развернуть магнитное поле Солнца настолько, чтобы оно переключилось, только для того, чтобы перестроиться и снова свернуться.

Астрономы также установили наличие и других моделей развития солнечной активности. Первая из них известна под названием закона Шпёрера, по имени немецкого астронома Густава Шпёрера. На раннем этапе одиннадцатилетнего цикла солнечные пятна появляются в высоких или низких широтах солнечного шара, то есть на большом расстоянии от солнечного экватора. Однако по мере протекания цикла они появляются все ближе и ближе к экватору. График изменения расположения солнечных пятен в зависимости от времени сходен с бабочкой – отсюда и его название – диаграмма Бабочки. Закон Джоя, носящий имя американского астронома Альфреда Джоя, гласит, что пара солнечных пятен часто бывает наклонена так, что ведущее пятно находится ближе к солнечному экватору.

Большинство людей убеждены, что никогда нельзя смотреть прямо на Солнце. Хотя в большинстве случаев этого действительно не следует делать – Солнце может вас очень быстро ослепить, – вы все же можете посмотреть прямо на него, если использовать специальный солнечный телескоп. Огромные фильтры, расположенные спереди, резко снижают интенсивность света, пропуская через окуляр прибора лишь его очень незначительную и безопасную часть.

Если вы посмотрите на Солнце через окуляр такого телескопа, то наверняка наряду с солнечными пятнами увидите мельчайшие языки пламени, отходящие от края поверхности солнца. Это солнечные протуберанцы. Когда силовые линии магнитного поля Солнца вырываются наружу, в космическое пространство, они выносят с собой некоторое количество горячего газа. Возможно, самая впечатляющая картина возникает тогда, когда они образуют арку, возвышающуюся над фотосферой, – горячий газ следует за силовыми линиями магнитного поля, выходящими из Солнца и входящими обратно. Такие арки могут казаться небольшими, но они часто тянутся на сотни тысяч километров в длину.