В 1912 году после очередного минимума солнечных пятен оказалось, что полярность северного и южного полушарий поменялась, а во время очередного минимума в 1922 году снова произошло изменение полярности.

Так, благодаря выдумке, упорству и терпению астрономов был накоплен огромный наблюдательный материал о Солнце. Не надо думать, однако, что все имеющиеся факты сразу получили правильное объяснение. Фундамент знаний о Солнце и по сей день имеет трещины. Достаточно вспомнить проблему солнечных нейтрино. Не меньше загадок задают и пятна на Солнце. Тем не менее сегодня мы в целом достаточно хорошо представляем себе происходящие на Солнце процессы, и это дает нам возможность перейти сейчас к их более подробному рассмотрению. Поскольку мы уже обсуждали с вами внутреннее строение звезд и в том числе Солнца, сейчас мы ограничимся рассмотрением «внешней стороны дела» — обликом нашего желтого карлика, властелина Солнечной системы.

Чтобы каким-то образом представить себе общие свойства Солнца, посмотрим на схематическое изображение его структуры. Здесь можно увидеть изменение температуры и плотности в зависимости от радиуса нашей звезды, способы переноса излучения, а также «деление» Солнца на различные зоны. Масштаб здесь не выдержан, эта схема дает лишь чисто качественную картину. (См. стр. .)

Фотосфера

Фотосферу удобно рассматривать как внешний, поверхностный слой Солнца, видимый в белом цвете. Этому слою можно приписать температуру 6700 K.

Слой этот по сравнению с другими довольно тонкий даже по нашим земным меркам, он простирается примерно на 500 километров, сливаясь, с одной стороны, с зоной конвекции, а с другой — с хромосферой. Поразительной особенностью фотосферы является так называемая грануляция, о которой мы уже упоминали чуть выше. Гранулы — это многоугольники на поверхности фотосферы, пересеченные узкими темными прожилками. Размеры гранул порядка тысячи километров, живут они несколько минут, сменяясь потом другими гранулами. Именно поэтому и возникло довольно удачное сравнение с кипящей рисовой кашей.

Уже чисто интуитивно напрашивается ответ на вопрос о природе подобных образований. Если каша кипит, то мы должны иметь дело с конвекцией.

И действительно, если мы начнем путешествие вместе с квантами излучения из центральных районов Солнца к его поверхности, то сначала ни кванты, ни воображаемый путешественник не будет испытывать заметных трудностей. Температуры там высоки, непрозрачность мала, и кванты без труда «просачиваются», диффундируют к поверхности.

С понижением температуры начинается рекомбинация электронов и ядер атомов в ионы, которые могут уже взаимодействовать с фотонами, в частности, поглощать их. Ясно, что непрозрачность при этом сильно возрастает.

Однако звезда должна «сбрасывать» энергию, выделяющуюся в ее недрах, если бы этого не было, она просто бы взорвалась. И вот здесь в игру вступает другой, уже известный нам механизм переноса энергии — конвекция, когда горячие элементы всплывают и отдают свое избыточное тепло окружающей среде, подогревают ее. Ну а вещество, которое опускается при конвективном перемешивании, холоднее окружающей среды, почему и кажется (при тех температурах, с которыми мы имеем дело) более темным. Поэтому можно считать, что разделяющие гранулы темные полосы — участки поверхности фотосферы.

Конвективная зона на Солнце начинается выше уровня, где значение радиуса достигает 0,85 полного радиуса Солнца. Здесь эффективность конвекции очень велика, она переносит почти весь поток солнечной энергии, хотя сама эта зона содержит всего около двух процентов массы Солнца.

Итак, грануляция фотосферы — типичное конвективное движение.