Однако, как писал Стюарт Кларк, “вспышка Кэррингтона стала важной вехой в астрономии”. Внезапная демонстрация Солнцем своей возможности разрушить жизнь на Земле толкнула астрономов на “безрассудную гонку за проникновением в суть солнечной природы”[366]. К 1890-м годам общим мнением о пятнах было то, что они возникали из-за сильных циклонов, что сподвигло великого американского астронома Джорджа Эллери Хейла (1868–1938) исследовать их магнитную активность. Используя для этой цели спектрогелиограф (прибор, объединяющий спектрограф и нечто подобное кинокамере), он сделал снимки Солнца, где были видны огромные сгустки водорода, затягиваемые в центр солнечного пятна словно в водоворот[367]. Хейл наблюдал две крупные вспышки, каждая из которых сопровождалась серьезными магнитными бурями на Земле, 19,5 и 30 ч спустя. В 1908 году он показал, что пятна в действительности были гигантскими циклонами в солнечной атмосфере, их образование напоминало ураганы и смерчи, возникающие в Вест-Индии и разоряющие американское побережье Мексиканского залива. Активность солнечных пятен и земной климат были не просто связаны, они были связаны магнитно.
Вывод Хейла о магнитной природе пятен согласовывался с наблюдениями во время полных затмений, когда над пятнами были заметны линии, формой подобные линиям магнитного поля. Эти линии, вырываясь из солнечной поверхности, испещряли ее положительными и отрицательными векторами магнитного поля и формировали колоссальные извержения, которые выбрасывались на тысячи миль над поверхностью, перед тем как упасть обратно[368]. Теория Гейла позволила измерить радиацию солнечных пятен, которая возникала в глубоких слоях Солнца, а также объясняла природу пятен и их воздействие на климат Земли.
Солнечные пятна можно сравнить со снежинками – каждое уникально, но все обладают сходной структурой. Все они имеют примерную форму окружности с диаматром от 1865 до 18 650 миль, хотя Хейл наблюдал пятно шириной в 81 тыс. миль, в десять раз больше диаметра Земли. В центре каждого бурлящего пятна лежит так называемая тень, которая кажется более темной из-за контраста с более яркой поверхностью вокруг, но в изолированном состоянии ее яркость сопоставима с полной Луной на черном небе. Тень, как правило, имеет температуру около 4300 °К (астрономическая единица измерения температуры, абсолютный ноль по Кельвину – это –273 °C), что примерно на 2100 °К холоднее, чем окружающая фотосфера, и расположена на 450 миль ниже, ближе к поверхности. Тень занимает в среднем одну пятую часть пятна и окружена волокнистой серой полутенью, напоминающей лепестки цветка. Температура полутени – три четверти температуры фотосферы (которая составляет поверхность пятна). Эти три части и есть пятно на разных уровнях глубины: фотосфера, полутень и – самая глубокая – тень[369].
До сих пор остается загадкой, почему центр пятна менее горяч, чем полутень или поверхность Солнца. Все, что мы точно знаем, – это что каждый из гигантских воронкообразных вихрей во внешних слоях Солнца работает охлаждающим механизмом, а центр магнитного поля находится в его самой темной и холодной точке – в тени[370].
За несколько лет до исследований Хейла суперинтендант Королевской обсерватории в Гринвиче Эдвард Уолтер Маундер (1851–1928) также занимался собственными исследованиями. Заинтересовавшись пятнами в четырнадцать лет, он регистрировал их предельные размеры до своих двадцати шести. В течение следующих тридцати лет он занимался масштабным сбором фотографий солнечных пятен, саккумулировав несколько тысяч снимков 5 тыс. скоплений. Маундер романтически представлял свое дело как фиксацию солнечного портрета и однажды написал, что получение спектра солнечного пятна подобно заглядыванию в его душу.
