Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, счита­ли их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII

века Галилей

впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX

столе­тия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мы нисколько не погре­шим против истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности труд­но найти более сложное и во многих отношениях не­понятное образование, чем солнечное пятно. Пере­чень достаточно уверенных заключений о его приро­де невелик. Мы и начнем с этих, так сказать, азбучных истин.

Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца.

Температура их па 1500—2000

° ниже температуры окружающей среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глуби­не 700—1000

км.

В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана

, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500

Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000

Гс. Иногда она достигает даже 500

0 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.

Солнечные пятна (рис.1) имеют довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью

или ядром

. Она в большинстве случаев окруже­на более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью

. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Разме­ры их колеблются от 1000

до 3500

км . Такие пятна на­зывают норами

. Рассмотрим основные особенности пра­вильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.

Тень пятна в среднем занимает 0,17

его общей площа­ди и составляй всего 5—15

% яркости фотосферы в видимом свете. Раньше многие исследователи Солнца считали, что "чем больше размер пятна, тем темнее его тень.

Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгого времени было общепринято, что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что она обладает большой неоднородностью и активностью.