"Природа", №02-03, 1918 год, стр. 107-120.

Движенiе въ солнечныхъ пятнахъ ¹).

Э. К. Эпика.

Изученiе измѣненiй, происходящихъ въ данной группѣ явленiй природы, является самымъ могущественнымъ средствомъ для объясненiя ихъ сущности. До тѣхъ поръ, пока данное явленiе происходитъ одинаково при всѣхъ условiяхъ, не поддаваясь воздѣйствiю никакихъ внѣшнихъ факторовъ, наши знанiя о немъ по необходимости остаются въ рамкахъ формальныхъ, описательныхъ; примѣромъ можетъ служить законъ всемирнаго тяготенiя, для котораго до сихъ поръ не имѣется удовлетворительнаго объясненiя. Но как только въ данномъ явленiи подмѣчены какiя-либо измѣненiя, сейчас же получается возможность обнаружить причинную связь этихъ измѣненiй съ другими явленiями, возможность сдѣлать тѣ или иныя заключенiя о законахъ, управляющихъ явленiемъ.

Яркимъ примѣромъ такого явленiя служатъ солнечныя пятна. Открытыя три столѣтiя тому назадъ, они до самаго послѣдняго времени составляли загадку для астронома; сколько противорѣчащихъ другъ другу теорiй, пытавшихся объяснить солнечныя пятна, было за это время предложено! Видѣли въ нихъ и острова застывшихъ шлаковъ, плавающихъ среди огненнаго моря; и вихри съ восходящимъ токомъ, подобные земнымъ циклонамъ; и вихри съ нисходящимъ токомъ; даже, наконецъ, просто оптическiя явленiя (теорiя Юлiуса). Все это разнообразiе объясняется недостаткомъ положительныхъ фактовъ, полученныхъ изъ наблюденiя. Вѣдь въ сущности требовалось объяснить одинъ фундаментальный фактъ — что одна часть солнечнаго диска темнѣе остальных; а ясно, что объясненiй для этого можно придумать многое множество. Правда, въ пятнахъ постоянно наблюдаются измѣненiя, притомъ въ огромномъ масштабѣ: они на нашихъ глазахъ зарождаются, видоизмѣняются, исчезаютъ. Но тутъ, при истолкованiи измѣненiй, видимыхъ глазомъ или запечатлеваемыхъ фотографической пластинкой, представляются огромныя трудности. Вѣдь пятна, будучи болѣе темными, несомѣнно являются и болѣе холодными частями солнечнаго диска (по крайней мѣрѣ — на поверхности); и вотъ, предположимъ, мы наблюдали какое-либо измѣненiе, хотя бы увеличенiе размѣровъ пятна; что тутъ произошло — дѣйствительно ли темная, болѣе холодная матерiя передвинулась отъ центральныхъ частей пятна и покрыла болѣе свѣтлыя области? Или эта матерiя появилась не изъ самаго пятна, а изъ глубже лежащихъ слоевъ солнечнаго шара? Или же никакого движенiя матерiи не было, а произошло просто-напросто охлажденiе, пониженiе температуры въ прилежащихъ къ пятну областяхъ? Или, наконецъ, имѣло мѣсто и то, и другое? На всѣ эти вопросы не только визуальныя наблюденiя, но даже и фотографiи не даютъ отвѣта.

Примѣненiе спектроскопа обогатило наши знанiя о солнечныхъ пятнахъ большимъ количествомъ новыхъ фактовъ, не подвинувъ однако существенно основного вопроса — что же происходитъ въ пятнахъ? И лишь въ 1909 г. англiйскiй астрономъ Эвершедъ (Evershed) на обсерваторiи Кодайканалъ въ Индiи сдѣлалъ открытiе, составляющее эпоху въ наукѣ о солнечныхъ пятнахъ: онъ обнаружилъ въ нихъ движенiе.

Явленiе Эвершеда состоитъ въ слѣдующемъ. Представимъ себѣ пятно, находящееся недалеко отъ края солнечнаго диска; различныя точки такого пятна будутъ, очевидно, находиться на разныхъ разстоянiяхъ отъ наблюдателя (вслѣдствiе шарообразности солнца): точки полутѣни, близкiя къ краю диска, будутъ отъ насъ дальше, чѣмъ противоположная часть полутѣни. Если на такое пятно навести щель спектроскопа, направивъ ее поперекъ пятна по радiусу солнечнаго диска, то большинство тонкихъ линiй спектра, происходящихъ отъ поглощенiя свѣта парами металловъ въ такъ называемомъ обращающемъ слоѣ (т.-е. нижнем слоѣ солнечной атмосферы), оказываются наклоненными. При этомъ, въ части полутѣни, обращенной къ краю солнца и, слѣдовательно, болѣе далекой отъ насъ, всѣ линiи смѣщены къ красному концу спектра, что по принципу Допплера-Физо, указываетъ на удаленiе. На противоположной же сторонѣ полутѣни смѣщенiе линiй направлено къ фiолетовому концу; это значитъ, что металлическiе пары атмосферы въ этомъ мѣстѣ приближаются къ намъ. Если же поставить щель перпендикулярно къ прежнему направленiю, то почти никакого смѣщенiя не наблюдается; далѣе, не наблюдается смѣщенiя и въ томъ случаѣ,если пятно находится въ центрѣ диска; наконецъ, для одного и того же пятна смѣщенiе тѣмъ больше, чѣмъ больше разстоянiе пятна отъ центра диска. Всѣ эти явленiя объясняются очень просто: достаточно допустить, что пары металловъ, дающiе соотвѣтствующiя темныя линiи, растекаются отъ центра пятна къ периферiи, двигаясь по радiусу пятна почти горизонтально, параллельно сопнечной поверхности. Это явленiе можно было бы сравнить съ земными антициклонами, но, какъ увидимъ впослѣдствiи, сравненiе это лишь поверхностное: дѣйствительное явленiе гораздо сложнѣе. Далѣе, оказалось, что скорость истеченiя для разныхъ линiй имѣетъ разную величину. Наконецъ, дпя самыхъ широкихъ и темныхъ линiй солнечнаго спектра — для линiй Н и К кальцiя и для водородныхъ, соотвѣтствующихъ самымъ верхнимъ слоямъ солнечной атмосферы (хромосферѣ) — получается явленiе обратное: газы хромосферы не вытекаютъ, а втекаютъ, вливаются въ пятно, стремясь отъ периферiи къ центру. Скорость этого радiальнаго движенiя, равная нулю въ центрѣ пятна, правильно растетъ и достигаетъ максимума на самомъ краю полутѣни, а затѣмъ опять быстро падаетъ до нуля; поэтому движенiе при истеченiи въ нижнихъ слояхъ солнечной атмосферы должно быть ускореннымъ, а при втеканiи, въ верхнихъ слояхъ, — замедленнымъ. Скорость истеченiя въ обращающемъ слоѣ достигаетъ на границѣ полутѣни, по Эвершеду, въ среднемъ 1,57 километров въ секунду, скорость втягиванiя въ хромосферѣ достигаетъ 1,83 km/sec.

Болѣе подробно явленiе, открытое Эвершедомъ, было изслѣдовано Ст. Джономъ на солнечной обсерваторiи на горѣ Вильсонъ въ Калифорнiи. Изслѣдовано было 11 пятенъ, при чемъ измѣренiю подверглись 506 линiй, принадлежащихъ 27 различнымъ химическимъ элементамъ; главною цѣлью изслѣдованiя было выясненiе того, почему для разныхъ линiй даже одного и того же элемента получаются скорости, разныя по величинѣ, a иногда по направленiю. Выше мы уже вскользь коснулись этого вопроса — мы указали, что различныя движенiя относятся къ различнымъ слоямъ солнечной атмосферы; да иначе и быть не можетъ — въ противномъ случаѣ вообще надо было бы отбросить объясненiя смѣщенiя линiй въ пятнахъ принципомъ Допплера: ибо невозможно, чтобы въ одной и той же точкѣ пространства два газа, перемѣшанные между собою,обладали различнымъ движенiемъ. Такимъ образомъ, уже самый фактъ различiя скоростей, обнаруживаемый разными линiями спектра, указываетъ на то, что эти линiи должны зарождаться на различной высотѣ надъ солнечной поверхностью ²).

Чтобы вывести зависимость скорости движенiя въ пятнахъ отъ высоты надъ поверхностью, надо найти какой-нибудь способъ опредѣлить хотя бы относительную высоту паровъ, вызывающихъ данныя спектральныя линiи. Собственно говоря, точнаго значенiя высоты опредѣлить нельзя, ибо поглощающiе пары располагаются болѣе или менѣе толстымъ слоемъ и поглощенiе происходитъ на всемъ протяженiи этого слоя, слѣдовательно — на разныхъ высотахъ. Поэтому вмѣсто истинной высоты даннаго газа или пара надъ солнечной поверхностью берутъ т. наз. эффективную или среднюю высоту; она обладаетъ тѣмъ свойствомъ, что если мысленно собрать всѣ данные пары на эту высоту, то поглощенiе будетъ происходить совершенно такъ, какъ оно происходитъ на самомъ дѣлѣ. При прочихъ равныхъ условiяхъ признакомъ, по которому можно опредѣлить эффективную высоту, является чернота, интенсивность спектральных линiй. Чтобы выяснить причину этого, представимъ себѣ, какъ на самомъ дѣлѣ происходитъ на солнцѣ поглощенiе. Излученiе, исходящее изъ глубокихъ, болѣе раскаленныхъ областей солнца, проходитъ, прежде чѣмъ достигнуть наблюдателя, черезъ слой паровъ разныхъ элементовъ; при этомъ каждый элементъ поглощаетъ лучи опредѣленной длины волны въ совершенно опредѣленномъ мѣстѣ спектра; если бы дѣло однимъ только поглощенiемъ и ограничивалось, то въ этомъ мѣстѣ спектра получалась бы совершенно черная линiя. Ho, по извѣстному закону Кирхгоффа, лучеиспускательная способность тѣлъ равна лучепоглощательной, и разъ пары даннаго элемента поглощаютъ опредѣленные лучи, они должны эти самые лучи испукать; поэтому линiи поглощенiя не будутъ совершенно темными — хотя идущiй отъ поверхности солнца свѣтъ и поглощается цѣликомъ, но онъ замѣняется собственнымъ свѣтомъ, испускаемымъ парами даннаго элемента. Если бы эти пары обладали совершенно такою же температурой, какъ и излучающая поверхность, то ихъ собственный свѣтъ цѣликомъ замѣнилъ бы собою поглощенный, и мы никакой темной линiи замѣтить не могли бы; если же температура поглощающихъ паровъ ниже температуры излучающей поверхности, то собственное излученiе паровъ будетъ слабѣе, и мы увидимъ сравнительно темную линiю; линiя эта будетъ тѣмъ темнѣе, чѣмъ ниже температура паровъ. Теперь не можетъ быть сомнѣнiя, что температура на солнцѣ должна понижаться съ удаленiемъ отъ поверхности; а разъ это такъ, то чѣмъ выше будетъ происходить поглощенiе въ солнечной атмосферѣ, тѣмъ холоднѣе, а слѣдовательно, и темнѣе будутъ поглощающiе газы и тѣм чернѣе будетъ представляться намъ линiя; и наоборотъ, по чернотѣ линiй мы можемъ судить объ относительной высотѣ того слоя, гдѣ зарождается эта линiя: чѣмъ линiя чернѣе, тѣмъ выше слой атмосферы, которому она соотвѣтствуетъ.

Рис. 1. Спектръ вспышки.

Существуетъ еще другой способ, позволяющiй непосредственно опредѣлить относительную высоту, на которой возникаетъ та или другая линiя. Это — фотографированiе такъ называемаго "спектра вспышки" при полномъ солнечномъ затменiи. Во время этого явленiя бываетъ моментъ, когда надвигающаяся луна уже закрыла весь солнечный дискъ, а часть солнечной атмосферы съ одной стороны останется еше непокрытой. Если ее въ это мгновенiе фотографировать, то она будетъ представляться въ видѣ дуги, длина которой тѣмъ больше, чѣмъ выше простирается атмосфера; спектръ же ея будетъ имѣть видъ ряда свѣтлыхъ дугъ различной длины (рис. 1), при чемъ дуги будутъ стоять какъ разъ въ тѣхъ же мѣстахъ, что и темныя линiи обыкновеннаго солнечнаго спектра; по величинѣ этихъ дугъ не трудно вычислить максимальную высоту, до которой распространяется данная линiя.

Два способа опредѣленiя "эффективной“ высоты — по чернотѣ линiи и по спектру вспышки — могутъ взаимно контролировать другъ друга. Оказывается, что они находятся въ полномъ согласiи между собою; для перваго способа однако можно брать лишь линiи одного и того же элемента.

Чтобы выяснить, какъ происходитъ движенiе въ солнечныхъ пятнахъ на различной высотѣ надъ поверхностью, возьмемъ какой-либо одинъ элементъ съ очень большимъ числомъ линiй (Ст. Джонъ выбираетъ желѣзо) и разобьемъ всѣ линiи этого элемента на группы по ихъ чернотѣ или, какъ говорятъ, по интенсивности. Для обозначенiя интенсивности принята нѣкоторая условная шкала, введенная Раулэндомъ: самыя слабыя, едва замѣтныя линiи солнечнаго спектра обозначаютъ знаками 0000, 000, 00 и 0; болѣе темныя линiи, въ порядкѣ возрастанiя черноты, имѣютъ интенсивность от 1—10 и далѣе; интенсивность самыхъ темныхъ линiй солнечнаго спектра — водородныхъ и линiй Н и К кальция — выражается числами, от 40 до 1000. И вотъ оказывается, что чѣмъ больше интенсивность линiи, тѣмъ меньше скорость истеченiя изъ пятна, показываемая этой линiей, а для самыхъ интенсивныхъ линiй наблюдается уже не истеченiе, а втеканiе въ пятно. Но такъ какъ возрастанiе интенсивности указывает на удаленiе отъ солнечной поверхности, то изслѣдованiя Ст. Джона приводятъ къ слѣдующему заключенiю: въ наиболѣе глубокихъ частяхъ пятна, доступныхъ нашему наблюденiю, вещество растекается изъ пятна во всѣ стороны; по мѣрѣ поднятiя въ болѣе высокiе слои солнечной атмосферы скорость истеченiя правильно убываетъ, достигая нуля на нѣкоторой высотѣ; еще выше вещество начинаетъ уже стекаться къ пятну, притомъ со скоростью, возрастающею съ высотой. В таблицѣ I приведены результаты изслѣдованiй Ст. Джона. Первыя двѣ строчки не нуждаются въ поясненiяхъ; третья даетъ максимальную высоту, на которой еще замѣтно присутствiе данной линiи, по снимкамъ спектра вспышки, сдѣланнымъ Митчеллемъ во время солнечнаго затменiя въ 1905 году; четвертая — скорость истеченiя изъ солнечнаго пятна, при чемъ знакъ "минусъ" указываетъ на втеканiе. Параллельный ходъ интенсивности, высоты и скорости движенiя въ пятнахъ очень ясно виденъ изъ этой таблицы — до такой степени ясно, что можно уже, наоборотъ, на основанiи скорости движенiя въ пятнахъ, судить объ относительной высотѣ разныхъ линiй; напр., если мы для какой-либо линiи нашли скорость втеканiя = 1 km/sec., мы съ увѣренностью можемъ утверждать, что эффективная высота, на которой находится газъ, вызывающiй эту линию, почти такая же, как у водородной линии Hγ, или если линiя дала скорость истеченiя въ 0,8 km/sec, то она исходитъ изъ слоевъ, находящихся между желѣзными линiями съ интенсивностью 0 и 1. Такимъ образомъ, движенiе въ солнечныхъ пятнахъ неожиданно даетъ еще одинъ, совершенно независимый способъ опредѣленiя относительной высоты разныхъ элементовъ и разныхъ линiй одного и того же элемента надъ солнечной поверхностью; здѣсь передъ нами примѣръ того, какъ одно открытiе влечетъ за собою цѣлый рядъ новыхъ открытiй и слѣдствiй, о возможности которыхъ нельзя было подозрѣвать въ началѣ изслѣдованiя. Замѣтимъ здѣсь, между прочимъ, что хотя въ нашемъ распоряженiи имѣются уже три способа для опредѣленiя относительной высоты составныхъ частей солнечной атмосферы, абсолютная высота остается для насъ неизвѣстной; 3-ья строчка табл. 1-ой даетъ лишь предѣльныя значенiя высоты; эффективная же высота, на основанiи нѣкоторыхъ данныхъ, должна быть примерно раза въ 4 меньше.

Какъ извѣстно, американскiй астрономъ Д. Э. Хэль (Hale) открылъ въ пятнахъ присутствiе сильнаго магнитнаго поля, проявляющагося въ расщепленiи спектральныхъ линiй (явленiе Зеемана), при чемъ оказалось, что разныя линiи спектра даютъ разное значенiе для напряженiя поля; поэтому сразу явилось предположенiе, что напряженiе поля мѣняется съ высотой. Изслѣдованiя Ст. Джона подтвердили это предположенiе: какъ видно изъ послѣдней строчки табл. I-ой, напряженiе магнитнаго поля съ высотой убываетъ.

На рис. 2 въ схематическомъ видѣ представлены результаты изслѣдованiй, произведенныхъ на горѣ Вильсонъ. Чертежъ этотъ представляетъ вертикальный разрѣзъ пятна; вертикальная линiя — такъ наз. "ось пятна" — есть не что иное, какъ радiусъ солнца, проходящiй черезъ середину пятна; такъ какъ вертикальный масштабъ намъ совершенно не извѣстенъ, то вмѣсто высоты слѣва отложены скорости истеченiя (или втеканiя) изъ пятна, которыя такимъ образомъ даютъ относительную высоту разныхъ слоевъ. Въ порядкѣ слѣва направо даны: H — максимальная высота въ километрахъ, полученная изъ снимковъ спектра вспышки; V — скорость движенiя въ солнечныхъ пятнахъ ("минусъ означаетъ движенiе внутрь пятна, а "плюсъ" — истеченiе); далѣе идетъ самая схема движенiя въ пятнѣ, при чемъ толстыя горизонтальныя стрѣлки указываютъ наблюдавшееся движенiе; буквы при нихъ — названiе линiй, а числа при желѣзныхъ линiяхъ (Fe) — ихъ интенсивность; пунктирныя стрѣлки представляютъ вѣроятное направленiе движенiя тамъ, гдѣ данныхъ наблюденiя не имѣется; горизонтальныя пунктирныя линiи указываютъ приблизительно границу разныхъ слоевъ солнечной атмосферы, названiя которыхъ даны на чертежѣ. Наконецъ, справа указано число элементовъ (изъ общаго числа 27-ми, изслѣдованныхъ Ст.-Джономъ), линiи которыхъ встрѣчаются въ соотвѣтствующемъ слоѣ (цiанъ условно отнесенъ къ числу элементовъ); такъ, верхняя хромосфера содержитъ 2 элемента изъ 27, или 7%, нижняя — 7 эл., или 26%, верхняя половина обращающаго слоя — 15 эл., или 56%, нижняя — 23 эл., или 85%. Такимъ образомъ, по мѣрѣ опускания въ глубь солнечной атмосферы, химическiй составъ ея становится все болѣе разнообразнымъ; при этомъ тяжелые элементы, съ большимъ атомнымъ вѣсомъ, располагаются преимущественно внизу, съ малымъ — наверху; однако порядокъ этотъ соблюдается далеко не строго.

Рис. 2. Вертикальный разрѣзъ пятна; скорость движенiя въ пятнѣ и распредѣленiе элементовъ на различной высотѣ

Постараемся теперь, на основанiи имѣющагося въ нашемъ распоряженiи матерiала, выяснить вопросъ, откуда берется и куда дѣвается та масса газа, которая съ огромною скоростью вытекаетъ изъ пятна или низвергается въ него. На первый взглядъ представляется весьма простымъ и соблазнительнымъ слѣдующее объясненiе: вещество, вытекающее изъ пятна въ предѣлахъ обращающаго слоя, возмѣщается притокомъ въ верхнихъ слояхъ — въ хромосферѣ, такъ что получается нѣкоторый замкнутый кругооборотъ; однако при ближайшемъ разсмотрѣнiи эта теорiя совершенно не выдерживаетъ критики. Во-первыхъ, составъ притекающей и вытекающей матерiи различный: изъ числа изслѣдованныхъ 27-ми тѣлъ вливающiяся массы газа содержатъ лишь 7, выливающiяся — 26. Во-вторыхъ, вытекающая масса по количеству должна превосходить притекающую въ нѣсколько сотъ разъ; дѣйствительно, замѣтивъ, что количество массы надъ единицей поверхности пропорцiонально давленiю, мы имѣемъ, что количество протекающей надъ единицей поверхности массы газа пропорцiонально произведенiю скорости на давленiе; по Ст. Джону давленiе на той высотѣ, гдѣ скорость мѣняетъ знакъ, (т.-е. гдѣ прекращается истеченiе и начинается втеканiе), не превосходитъ 0,1 атмосферы, въ обращающемъ же слоѣ оно больше 10 атм.; средняя эффективная скорость притока въ хромосферѣ околог 0,4 km/sec; а скорость истеченiя въ обращающемъ слоѣ болѣе 0,8 km/sec;

и ясно, что огромное количество вытекающаго изъ пятна вещества совершенно не можетъ быть возмѣщено слабымъ притокомъ изъ хромосферы; а разъ такъ, то необходимымъ слѣдствiемъ является допущенiе, что потеря вещества возмѣщается притокомъ изъ ниже-лежащихъ слоевъ. Съ помощью этихъ соображенiй мы можемъ картину движенiя въ пятнѣ дополнить сравнительно съ тѣмъ, что дается непосредственно наблюденiемъ. Въ вертикальномъ направленiи пятно должно состоять какъ бы изъ трехъ ярусовъ. Нижнiй ярусъ (на дiаграммѣ — III-iй) расположенный въ глубинѣ солнца, въ области, недоступной нашимъ наблюденiямъ, является, по всей вѣроятности, самымъ главнымъ: въ немъ нужно искать причину образованiя пятна; въ предѣлах этого яруса вещество стекается со всѣхъ сторонъ къ пятну и поднимается восходящимъ токомъ вертикально вверхъ (на дiаграммѣ фиг. 2 всѣ эти гипотетическiя движенiя обозначены пунктирными стрѣлками). Второй ярусъ охватываетъ фотосферу (которая, по новѣйшимъ воззрѣнiямъ, не представляетъ собою опредѣленной поверхности, а цѣлый слой) и обращающiй слой; въ его предѣлахъ притекающее изъ глубины вещество растекается во всѣ стороны; наконецъ, верхнiй, первый ярусъ имѣетъ въ общемъ кругооборотѣ лишь второстепенное значенiе; стекающееся въ его предѣлахъ вещество опускается внизъ и снова вытекаетъ въ среднемъ ярусѣ, но составляетъ лишь малую долю общаго количества вытекающаго вещества.

Итакъ, мы пришли къ необходимости допустить существованiе вертикальныхъ (преимущественно восходящихъ) токовъ въ солнечныхъ пятнахъ; между тѣмъ попытки открыть это вертикальное движенiе спектроскопическимъ путемъ остались совершенно безуспѣшными. Объясненiе этому не трудно найти: — именно, скорости вертикальныхъ токовъ должны быть очень малы сравнительно съ горизонтальными скоростями. Здѣсь можно указать на аналогiю съ земными циклонами и антициклонами, въ которыхъ горизонтальная скорость, именно скорость вѣтра, достигаетъ 10 метровъ въ секунду, скорости же восходящихъ и нисходящихъ токовъ измѣряются лишь малыми долями метра.

Это положенiе можно обосновать и теоретически: эффективная высота солнечной атмосферы, т.-е. та высота, на которую она поднималась бы, если бы обладала повсюду равномѣрной плотностью, на основанiи нѣкоторыхъ соображенiй (именно, если бы она состояла изъ водорода при температурѣ около 5500°) не превосходитъ 80 километровъ (соотвѣтствующая величина для земной атмосферы 8 km), среднiй поперечникъ изслѣдованныхъ Ст. Джономъ солнечныхъ пятенъ составлялъ 25000 километровъ; такимъ образомъ, солнечное пятно можно представить себѣ въ видѣ очень низкаго цилиндра, у котораго дiаметръ основанiя въ 300 разъ болѣе высоты; замѣтивъ, что гориэонтальный потокъ газовъ, вытекающiй изъ пятна (мы разсматриваемъ только II-ой ярусъ), проходитъ черезъ боковую поверхность цилиндра, а восходящiй токъ — черезъ основанiе цилиндра, мы получаемъ условiе равенства массы горизонтальнаго и восходящаго токовъ: vS = wP, гдѣ v и w соотвѣтственно скорости горизонтальнаго и вертикальнаго тока, S и P — боковая поверхность и площадь основанiя нашего цилиндра;

отсюда w = v ·	S	;
	P

S = 2πrh, P = πr2, при v = l,6 km/sec, r = 12,500 km, h = 80 km получимъ w = 20 метров в секунду; такую малую скорость совершенно невозможно открыть современными средствами.

О внутреннемъ механизмѣ пятна можно пока дѣлать лишь болѣе или менѣе вѣроятныя предположенiя; не только съ цѣлью изобразить истинное состоянiе вещей, сколько съ цѣлью дать систематическую связь и общiй планъ для наблюдаемыхъ фактовъ мы рѣшаемся здѣсь привести слѣдующую кар¬тину, удовлетворительно объясняющую наблюдаемыя явленiя. Въ нижнемъ ярусѣ пятна находится область повышенной температуры и минимумъ давленiя, слѣдствiемъ чего является восходящiй токъ и движенiе сосѣднихъ массъ въ направленiи къ пятну. Вслѣдствiе расширенiя (такъ наз. адiабатическое расширенiе) во время поднятiя температура восходящаго тока быстро падаетъ, и если въ сосѣднихъ съ пятномъ областяхъ пониженiе температуры идетъ медленнѣе (это, напр., всегда имѣетъ мѣсто при восходящихъ токахъ земной атмосферы), то сначала наступитъ моментъ, когда температура восходящаго тока сравняется съ сосѣдними областями, а затѣмъ она станетъ уже ниже нормальной средней температуры на данной высотѣ. Съ этимъ мы переходимъ во второй ярусъ пятна — область низкой температуры, относительнаго максимума давленiя и расходящагося во всѣ стороны теченiя; этотъ ярусъ мы преимущественно и наблюдаемъ, тогда какъ нижнiй ярусъ съ высокой температурой остается скрытымъ отъ нашихъ взоровъ вслѣдствiе непрозрачности промежуточныхъ слоевъ; поэтому пятно и представляется намъ преимущественно какъ область съ низкой температурой.

Наконецъ, I-ый, верхнiй ярусъ, есть, по¬видимому, лишь слѣдствiе второго: низкая температура этого послѣдняго заставляетъ газы солнечной атмосферы сжаться, опуститься, и такимъ образомъ надъ вторымъ ярусомъ образуется какъ бы впадина, въ которую устремляются со всѣхъ сторонъ газы хромосферы. Такимъ образомъ, солнечное пятно можно было бы уподобить земнымъ циклонамъ, при чемъ видимая часть пятна соотвѣтствуетъ области надъ циклономъ, въ верхнихъ слояхъ атмосферы, гдѣ поднимающiйся воздухъ снова растекается во всѣ стороны. Однако въ этой аналогiи отсутствуетъ одна существенная сторона: въ пятнахъ до сихъ поръ не удалось установить съ достоверностью вращательнаго движенiя. Правда, Эвершедъ открылъ намеки на вращенiе, однако изъ-за малости наблюдавшейся скорости результаты эти слишкомъ неувѣрены; но даже если вращенiе дѣйствительно существуетъ въ томъ размѣрѣ, какъ его опредѣлилъ Эвершедъ — онъ нашелъ скорость вращенiя около 0,35 km/sec, — оно не можетъ быть объяснено обычнымъ способомъ, т.-е. отклоняющей силой вращенiя солнца; для пятенъ, изслѣдованныхъ Эвершедомъ, эта отклоняющая сила могла вызвать максимальную скорость вращенiя лишь въ 0,015 km/sec, т.-е. в 20 съ лишнимъ разъ меньше наблюдавшейся; ясно, что для вращенiя, если оно существуетъ, должны быть другiя причины.

Въ заключенiе напомнимъ, какое важное значенiе имѣетъ изученiе солнечныхъ пятенъ для пониманiя внутренняго механизма, управляющаго жизнью самаго солнца. Извѣстна та таинственная одиннадцатилѣтняя перiодичность, которой подчиняется не только пятнообразовательная дѣятельность солнца, но также и всѣ остальныя проявленiя дѣятельности нашего свѣтила — факелы, протуберанцы, корона. Эта перiодичность отражается даже на жизни нашей планеты; самое важное для насъ проявленiе солнечной энергiи — излучаемое имъ тепло — мѣняется съ тою же перiодичностью: по послѣднимъ изслѣдованiямъ Аббота (Abbot), во время максимума пятенъ солнце даетъ намъ тепла на 4% больше средняго. Конечно, солнечныя пятна непосредственно не могли бы вызвать это увеличенiе тепла — наоборотъ, ихъ присутствiе должно было бы вызвать его уменьшенiе, ибо пятна, будучи областями болѣе низкой температуры, излучаютъ меньше тепла, чѣмъ солнечная поверхность въ среднемъ. Но площадь пятенъ такъ мала сравнительно съ поверхностью солнца, что влiянiе ихъ на излученiе исчезающе мало; также и въ другихъ отношенiяхъ непосредственное влiянiе пятенъ на жизнь солнца должно быть ничтожно; напр., на основанiи данныхъ Ст. Джона можно вычислить, что если бы солнечное пятно среднихъ размѣровъ существовало цѣлый годъ, то за это время оно успело бы вылить изъ недръ солнца на его поверхность количество вещества, составляющее лишь одну трехсотмиллiонную долю массы солнца. Но солнечныя пятна важны не своимъ непосредственнымъ значенiемъ, а тѣмъ, что они являются слѣдствiемъ одной общей причины, дѣйствующей гдѣ-то въ глубинѣ солнечнаго шара, — причины, управляющей всѣми внешними проявленiями солнечной дѣятельности; a изслѣдуя слѣдствiя, мы можемъ постепенно дойти и до пониманiя самой причины. Въ этомъ отношенiи солнечныя пятна, пожалуй, даютъ возможность ближе всего подойти къ рѣшенiю вопроса, глубже всего проникнуть въ великую тайну, окутывающую жизнь нашего дневного свѣтила — солнца.