Магнитное поле по современным представлениям формируется внутри Солнца в его конвективной зоне, расположенной непосредственно под солнечной поверхностью (фотосферой). Роль магнитного поля в динамике происходящих на Солнце процессов - огромна. Судя по всему, оно является ключом ко всем активным явлениям, происходящим в солнечной атмосфере, в том числе к солнечным вспышкам . Можно сказать, что если бы Солнце не обладало магнитным полем, то оно было бы крайне скучной звездой.
Многие объекты, наблюдаемые на Солнце, также обязаны своим происхождением магнитному полю. Так, например, солнечные пятна представляют собой места, где гигантские магнитные петли, всплывающие из недр Солнца, проникают сквозь солнечную поверхность. Именно по этой причине группы пятен, как правило, состоят из двух областей различной магнитной полярности - северной и южной. Эти две области соответствуют противоположным основаниям всплывающей магнитной трубки. Цикл солнечной активности также является результатом циклических изменений магнитного поля, происходящих в солнечных недрах. Протуберанцы, которые как бы парят в пустоте над поверхностью Солнца, в действительности поддерживаются линиями магнитного поля, которыми они пронизаны. Наконец, многие объекты, наблюдаемые в короне, в частности стримеры и петли, просто повторяют своей формой топологию окружающих их магнитных полей.
Измерения магнитных полей
Магнитное поле влияет на движение попадающих в него заряженных частиц. По этой причине входящие в состав любого атома электроны, вращающиеся вокруг ядра в одном направлении, попав в магнитное поле увеличат свою энергию, в то время как электроны, вращающиеся в другом направлении, свою энергию уменьшат. Этот эффект (эффект Зеемана) приводит к расщеплению линий излучения атома на несколько компонент. Измерение этого расщепления позволяет определять величину и направление магнитного поля на удаленных от нас объектах, недоступных для прямого исследования, таких как Солнце. Современные методы измерения позволяют с высокой точностью определять поле на поверхности Солнца, однако часто бессильны при измерении трехмерного поля в солнечной короне. В этом случае для восстановления полной трехмерной картины поля по поверхностным измерениям используются особые математические методы.
Предсказание космической погоды
Понимание природы солнечного магнитного поля и его поведения позволит делать более надежные предсказания космической погоды. В настоящее время известны некоторые косвенные признаки, указывающие на то, что в активной области может произойти вспышка. Однако более долгосрочные предсказания, такие, например, как предсказание продолжительности будущего солнечного цикла , все еще являются чрезвычайно неточными и основываются не на строгих физических моделях, а на поиске разного рода эмпирических зависимостей. Тем не менее мы надеемся, что в скором будущем мы сможем понять Солнце достаточно хорошо, чтобы моделировать его будущую активность и предсказывать космическую погоду так же, как сейчас предсказывается погода на Земле.
Магнитные поля Солнца и Звёзд
Магн. поля присутствуют, по-видимому, на всех звёздах. Впервые магн. поле было обнаружено на ближайшей к нам звезде - Солнце - в 1908 г. амер. астрономом Дж. Хейлом, измерившим зеемановское расщепление спектр. линий в солнечных пятнах (см. ). Согласно совр. измерениям, макс. напряжённость магн. поля пятен 4000 Э. Поле в пятнах есть проявление общего азимутального магн. поля Солнца, силовые линии к-рого имеют различное направление в Северном и Южном полушариях Солнца (рис. 1). В 1953 г. амер. астроном X.У. Бэбкок открыл значительно более слабую дипольную составляющую солнечного магн. поля (~1 Э) с магн. моментом, ориентированным вдоль оси вращения Солнца (рис. 2). В 70-х гг. 20 в. удалось обнаружить примерно такую же слабую по напряжённости неосесимметричную крупномасштабную составляющую солнечного магн. поля. Она оказалась связанной с межпланетным магн. полем, имеющим различные направления радиальных составляющих в разных пространств. секторах (см. ), что соответствует на Солнце квадруполю, ось к-рого лежит в плоскости солнечного экватора (рис. 3). Наблюдалась также и двухсекторная структура, соответствующая диполю. В целом крупномасштабное магн. поле Солнца выглядит достаточно сложным. Ещё более сложная структура поля обнаружена в малых масштабах. Наблюдения указывают на Существование мелкомасштабных иглоподобных полей с напряженностью до 2000 Э. Мелкомасштабные магн. поля связаны также с конвективными ячейками (см. , ), наблюдаемыми на поверхности Солнца. Магн. поле Солнца не остается неизменным. Осесимметричное крупномасштабное поле квазипериодически изменяется с периодом прибл. 22 года (). При этом каждые 11 лет происходят обращение дипольной составляющей и смена направления азимутального поля. Неосесимметричная секторная составляющая поля изменяется прибл. с периодом обращения Солнца вокруг своей оси. Мелкомасштабные магн. поля изменяются нерегулярно, хаотически.Магн. поле несущественно для равновесия Солнца; равновесное состояние определяется балансом сил тяготения и градиента давления. Зато все проявления солнечной активности связаны с магн. полями ( , ). Магн. поле играет определяющую роль в создании и в нагреве (до миллионов градусов) . Наблюдения, выполненные на космич. станции "Скайлэб" (США, 1973-1974 гг.), показали, что высвечиваемая в УФ- и рентг. диапазонах энергия выделяется в многочисл. локализованных областях, отождествляемых с петлями магн. поля. С другой стороны, области, в к-рых излучение значительно ослаблено (), отождествляются с открытыми во внеш. пространство конфигурациями магн. силовых линий. Считается, что в этих областях берут начало быстрые потоки .
Все звезды, кроме Солнца, столь удалены от нас, что воспринимаются как точечные объекты. Поэтому непосредств. наблюдения далёких звёзд позволяют определить напряжённость магн. поля, усреднённую по поверхности звезды, и мало что говорят о конфигурации (геометрии) поля. Относительно малое количество света, принимаемого от удалённых звёзд, позволяет регистрировать с помощью эффекта Зеемана только достаточно сильные магн. поля. Таким способом удалось обнаружить особую группу звёзд с сильными (до Э) полями - . Количество звёзд, у к-рых магн. поле зарегистрировано прямым зеемановским методом, невелико (неск. сотен).Существование магн. полей у др. звёзд удаётся доказать непрямыми методами. У звёзд главной последовательности обнаружены хромосферы. У более чем десяти таких звёзд удалось проследить звёздный цикл (аналогичный солнечному циклу), наблюдая изменения интенсивности хромосферных линий Са. Открыты и изучены звёзды (типа BY Draconis), поверхность к-рых покрывается пятнами на 20-30%. У Солнца пятна покрывают не более 2% поверхности. Рентгеновские наблюдения, выполненные со станции НЕАО-2 (1980 г., США), позволили обнаружить горячие короны у большого количества звёзд различных спектральных классов, от самых горячих 0- и В-звёзд до холодных карликов классов К, М. Поскольку на Солнце все подобные явления связаны с наличием магн. поля, эти факты можно рассматривать как свидетельство присутствия магн. полей на др. звёздах. Напряжённость и геометрию полей, разумеется, можно оценивать лишь косвенно. Впрочем, известна звезда Воо (G 8), у к-рой наряду с перечисленными выше косвенными свидетельствами поле ( Э) зарегистрировано и прямо по эффекту Зеемана. Это убеждает в правильности общего вывода о магнетизме звёзд.
Очень сильные магн. ноля имеются у ряда звёзд, находящихся в заключит. стадии эволюции. У нек-рых , как показывают наблюдения круговой поляризации их непрерывного излучения, напряжённость поля достигает 10 6 -10 8 Э. Ещё более сильные магн. поля связаны с быстровращающимися нейтронными звёздами - . Источником энергии пульсара служит вращение нейтронной звезды. Магн. поле явл. передаточным звеном, трансформирующим энергию вращения звезды в энергию частиц и излучения. Согласно оценкам, для объяснения наблюдаемых эффектов напряжённость поля на поверхности звезды должна достигать ~ 10 12 Э.
Очень сильные магн. поля удалось обнаружить также у нейтронных звёзд, входящих в
состав двойных звёздных систем. Примером может служить нейтронная звезда, проявляющаяся
в
виде в двойной
системе. Ионизованный газ с норм. звезды падает па нейтронную звезду. Магн. поле
нейтронной
звезды тормозит газ вблизи поверхности, на к-рой сравниваются газовое и магн. давления,
и направляет его в область магн. полюсов звезды, где газ излучает. Наблюдениям удовлетворяют
модели с сильным (10 10 -10 13 Э)
полем. В зависимости от величины магн. поля, потока газа и параметров системы, исходящее
рентг. излучение приобретает определённую направленность и поляризацию. Исследование
диаграммы направленности и поляризации позволят сделать выводы о величине и геометрии
магн. поля звезды. Для прямого исследования этих полей используют спектр. линии (гиролинии),
обусловленные излучением электронов в магн. поле (см. ). Гиролиния обнаружена, напр., в рентг. спектре
пульсара Her X-1 [магн. поле Э]. Интерпретация гиролинии
в спектрах источников , позволила
доказать, что источниками всплесков явл. нейтронные звёзды с напряжённостью магн.
поля 
Э.
Как показал В.Л. Гинзбург, незаряженная не должна обладать магн. полем. При коллапсе звезды её магн. дипольный момент и моменты более высокого порядка асимптотически исчезают. Однако магн. поля, по-видимому, играют существенную роль в процессах, происходящих в окрестностях чёрных дыр. В частности, согласно существующим теориям, в двойных звёздных системах, одним из компонентов к-рых явл. чёрная дыра, с помощью магн. поля может осуществляться перенос углового момента газа, падающего на чёрную дыру, и тем самым формирование диска, излучающего в рентг. диапазоне.
Звёзды образуются из межзвёздного газа, пронизанного магн. полем. Простейшее решение проблемы (эволюц. подход), заключающееся в том, что наблюдаемые поля звёзд представляют собой продукт сжатия исходного поля, оказывается недостаточным. Адиабатич. сжатие газа, не сопровождающееся потерей , привело бы к слишком сильным полям, поскольку ср. плотность обычной звезды типа Солнца больше плотности межзвездной среды прибл. в 10 24 раз. Коэфф. адиабатич. усиления поля при этом равен 10 16 , т.е. межзвёздное поле ~ 10 -6 Э превратилось бы в поле с напряжённостью 10 10 Э, что противоречит наблюдениям. Эволюц. подход к происхождению магн. поля, по-видимому, справедлив лишь для нек-рых типов звёзд (магн. звёзд, пульсаров, возможно, для белых карликов). У большинства звёзд поле исчезает и восстанавливается за времена, короткие по сравнению с характерными временами . Такие быстрые изменения невозможно объяснить омической диссипацией (джоулевым затуханием, см. ) или эволюц. изменениями. Они происходят в результате преобразования магн. полей под действием движений хорошо проводящего вещества звёзд. Наиболее эффективно поле изменяют неоднородное вращение и конвективные движения (см.
Комбинируя прямые наблюдения с компьютерным моделированием, гелиофизики НАСА создали модель движения плазмы в короне Солнца, которая позволит лучше понять природу магнитного поля Солнца
Поверхность Солнца непрерывно бурлит и танцует. Удаляющиеся от нее струи плазмы изгибаются, взметаются петлями, закручиваются в циклоны и достигают верхних слоев солнечной атмосферы - короны, имеющей температуру в миллионы градусов.
Результаты моделирования. Магнитное поле Солнца в 2011 гораздо больше сосредоточено вблизи полюсов. Пятен мало. (Изображение NASA"s Goddard Space Flight Center/Bridgman)
Магнитное поле Солнца в 2014 стало более запутанным и беспорядочным, создавая условия для вспышек и выбросов корональной массы. (Изображение NASA"s Goddard Space Flight Center/Bridgman)
Поверхность Солнца (изображение http://www.nasa.gov)
Это вечное движение, которое нельзя наблюдать в видимом свете, впервые заметили в 1950-х годах, и с тех пор физики пытаются понять, почему оно происходит. Сейчас уже известно, что вещество, из которого состоит Солнце, движется в соответствии с законами электромагнетизма.
Изучая магнитное поле Солнца, можно лучше понять природу космоса во всей Солнечной системе: оно влияет как на межпланетное магнитное поле и радиацию, сквозь которую приходится двигаться космическим кораблям, так и на космическую погоду на Земле (полярные сияния, магнитные бури и т.п. зависят от солнечных вспышек).
Но, несмотря на многолетние исследования, окончательного понимания природы магнитного поля Солнца еще нет. Предполагается, что оно возникает от движений заряженных частиц, которые перемещаются по сложным траекториям из-за вращения Солнца (солнечное динамо) и тепловой конвекции, поддерживаемой теплом от термоядерного синтеза в центре Солнца. Однако все детали процесса до сих пор не известны. В частности, неизвестно, где именно создается магнитное поле: близко к солнечной поверхности, глубоко внутри Солнца, или в широком диапазоне глубин.
Как можно увидеть невидимое магнитное поле? По движению солнечной плазмы. И вот, чтобы больше узнать о «магнитной жизни» Солнца, ученые НАСА решили проанализировать движение плазмы через его корону, комбинируя результаты компьютерного моделирования и данные, полученные при наблюдении в реальном времени.
Магнитное поле управляет движением заряженных частиц, электронов и ионов, из которых состоит плазма. Образующиеся при этом петли и прочие плазменные структуры ярко светятся на снимках, сделанных в крайнем ультрафиолетовом диапазоне. Кроме того, их следы на поверхности Солнца, или фотосфере, можно достаточно точно измерить с помощью инструмента, называемого магнитографом, который измеряет силу и направление магнитных полей.
Результаты наблюдений, которые описывают напряженность магнитного поля и его направление, затем объединяют с моделью движущейся солнечной плазмы в магнитном поле. Вместе они дают хорошее представление о том, как выглядит магнитное поле в короне Солнца и как оно там колеблется.
В периоды максимальной солнечной активности магнитное поле имеет очень сложную форму с большим количеством повсюду мелких структур, представляющих собой активные регионы. В минимуме солнечной активности поле слабее и концентрируется на полюсах. Образуется очень гладкая структура без пятен.
По материалам НАСА
Там же можно посмотреть анимацию по результатам моделирования.
> > Магнитное поле Солнца
Есть ли у Солнца магнитное поле : описание и характеристика с фото, наличие и роль в Солнечной системе, появление солнечных пятен и протуберанцев, исследование.
Под верхним слоем фотосферы (солнечной поверхности) расположена конвективная зона Солнца. Именно внутри нее, как говорят современные ученые, и зарождается магнитное поле звезды. Невозможно представить, несколько большое значение имеет в происходящих на Солнце процессах магнитное поле. Скорее всего, оно есть ответом на все активные явления, которые происходят в атмосфере , включая и солнечные вспышки. То есть без него Солнце было бы не таким интересным для изучения человечеством.
Берут свое начало под влиянием магнитного поля практически все объекты, зафиксированные на Солнце. В первую очередь – это , обозначающие собой места выходящих из недр Солнца гигантских магнитных петель, пересекающих солнечную поверхность. Из-за этого пятна обычно состоят из северной и южной магнитной полярности. Эти области равны основам магнитной трубки, которая выходит из недр Солнца. На циклы солнечной активности также влияет цикличность колебаний магнитного поля, которое происходит в недрах Солнца. Парящие над поверхностью Солнца , зрительно как бы висящие в пустоте, на самом деле пронизаны нитями магнитного поля, основываясь на нем. А также и , которые мы часто наблюдаем в , есть простым повторением формы топологии магнитных полей, что их окружают. Понимание всего этого позволяет вычислить, какая магнитная обстановка на Солнце ожидает нас сегодня и в любой другой день.
Методы измерения магнитного поля Солнца
Заряженные частицы, попадающие в магнитное поле, движутся под его влиянием. При этом электроны, движущие вокруг ядра правосторонне, под влиянием магнитного поля энергию увеличивают, левосторонне движущиеся – ее соответственно уменьшают. Этот так называемый эффект Зеемена расщепляет излучение атома на компоненты. Измеряя величину расщепления, мы имеем возможность узнать величину и направленность магнитных полей далеких объектов, которые невозможно исследовать непосредственно, например, Солнце. Определить с высокой точностью величину поля солнечной поверхности позволяют разработки последних лет, но они часто бездейственны при намерении измерить трехмерного поля в короне Солнца. В этом случае помогает использование методов математики.
Делать правдивые предсказания погоды космоса помогает знание природы и жизнедеятельности магнитного поля Солнца. Ожидание новой активной вспышки на Солнце можно определить в настоящее время по многим косвенным признакам. Однако на данном этапе научных процессов, относительно долгосрочных предсказаний времени и продолжительности протекающих солнечных циклов, остаются неточными. Они основываются больше на выведении эмпирических зависимостей, а не на конкретных физических моделях. Ближайшее будущее, надеемся, сможет разъяснить достаточно хорошо поведение и активность Солнца, и даст возможность, правильно смоделировав его активность, предсказывать погоду космоса не хуже погоды на Земле. Хотя уже сейчас можно точно сообщить о наличии магнитной бури на Солнце сегодня или в любой календарный день.
