Магнитное поле есть, по – видимому, у всех звезд. На Солнце оно обнаружено в 1908г Дж. Хейлом (США) по зеемановскому расщеплению фраунгоферовых линий в солнечных пятнах. По современным представлениям оно ≈ 4000 Э (напряженность), или 0,4 Тл (магнитная индукция). Поле в пятнах есть проявление общего азимутального поля Солнца, силовые линии которого имеют различное направление в северном и южном полушарии.
Рисунок 56.Дипольная осесимметричная составляющая крупномасштабного магнитного поля Солнца. Наиболее
выражена у полюсов.
Слабую дипольную составляющую магнитного поля обнаружил в 1953г Бэбкок (США) (≈1Э или 10ˉ 4 Тл)
В 70 –х годах 20 века обнаружена такая же слабая неосесимметричная крупномасштабная составляющая магнитного поля. Она оказалась связанной с межпланетным магнитным полем, имеющим различные направления в радиальных составляющих в разных пространственных секторах. Это соответствует квадруполю, ось которого лежит в плоскости солнечного экватора. Наблюдаются и двухсекторная структура, соответствующая магнитному диполю.
В целом крупномасштабное поле Солнца сложно. Еще сложнее структура поля, обнаруженного в мягких масштабах. Наблюдения указывают на существование мелкомасштабных иглоподобных полей напряженностью до 2*10 3 Э (индукция 0,2 Тл). Магнитное поле Солнца изменяется. Осесимметричное крупномасштабное поле изменяется с периодом ≈ 22 года. Каждые 11 лет происходит обращение дипольной составляющей и смена направления азимутального поля.
Неосеммитричная составляющая, (секторная) изменяется приблизительно с периодом вращения Солнца вокруг своей оси. Мелкомасштабные поля изменяются нерегулярно, хаотично.
Магнитное поле несущественно для равновесия Солнца. Равновесное состояние определяет баланс сил тяготения и градиента давления. Но все проявления солнечной активности (пятна, вспышки, протуберанцы и др.) связаны с магнитными полями. Магнитное поле играет определяющую роль в создании солнечной хромосферы и в нагреве до миллиона градусов солнечной короны. Высвечиваемая в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах энергия выделяется в многочисленных локализованных областях, отождествляемых с петлями магнитного поля. Области, в которых излучение ослаблено (корональные дыры) отождествляются с открытыми во внешнее пространство конфигурациями магнитных силовых линий. Считается, что в этих областях берут начало потоки солнечного ветра.
Модель внутреннего строения Солнца. Источники солнечной энергии.
Рисунок 57. Схема строения солнца.
Внешние слои Солнца (атмосферы) непосредственно доступны наблюдениям. Поэтому теоретические модели их строения проверены. Модели внутреннего строения в основном теоретические. Они получены на экстраполяции физических условий, на поверхности и характеристиках: размеры, масса, светимость, вращение, химический состав.
По геологическим данным возраст Солнца около 5 млрд лет. Последние 3 млрд лет светимость его мало изменилась. За эти 3 млрд. лет Солнце излучило 3,6*10 44 Дж, то есть каждый килограмм массы Солнца выделил ~1,8*10 13 Дж энергии. Такое количество энергии, как показали расчеты, не могут обеспечить химические процессы и гравитация. (гравитационная энергия Солнца = 4*10 41 Дж).
Единственным возможным, посовременным представлением, источником энергии может быть ядерная энергия. Если на Солнце идут ядерные реакции и вначале все вещество – водород, то при современной светимости Солнца ядерной энергии хватило бы на 170 млрд. лет. Для протекания ядерных реакций нужна температура порядка десяти млн. градусов. Следовательно, из высокой светимости следует высокая температура внутри Солнца. По наблюдениям в фотосфере температура с глубиной растет с градиентом 20 К на 1 км. Это дает в центре ~1,4*10 6 К. Температуру можно оценить по условию гидростатического равновесия, считая солнечное вещество идеальным газом: газовое давление уравновешивают силы тяготения. Получается ≈ 14*10 6 К в центре, что в 3 раза выше средней.
Наиболее существенной в недрах Солнца является протон – протонная реакция . Она начинается с крайне редкого события – β – распада одного из двух протонов в момент особенно тесного их сближения (14 * 10 9 лет).
При β – распаде протон превращается в нейтрон с испусканием позитрона и нейтрино. Объединяясь со вторым протоном, нейтрон дает ядро тяжелого водорода – дейтерия. Для каждой пары протонов процесс, в среднем осуществляется за 14 миллиардов лет, что и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и общую протяженность его эволюции. Дальнейшие ядерные превращения протекают значительно быстрее. Возможны несколько вариантов, из которых чаще всего должны происходить столкновения дейтерия с третьим протоном и образование ядер изотопа гелия которые, объединяясь и испуская два протона, дают ядро обычного гелия.
Другая реакция в условиях Солнца играет значительно меньшую роль. В конечном счете, она также приводит к образованию ядра гелия из четырех протонов. Процесс сложнее и может протекать только при наличии углерода, ядра которого вступают в реакцию на первых ее этапах и выделяются на последних. Таким образом, углерод является катализатором, почему и вся реакция носит название углеродного цикла.
При термоядерных реакциях в недрах Солнца выделяется в виде жестких гамма-квантов. При движении к поверхности они многократно переизлучаются, дробятся на кванты меньшей энергии. Процесс занимает миллионы лет. Из одного γ – кванта образуется несколько миллионов квантов видимого света, которые и покидают поверхность Солнца.
При термоядерных реакциях выделятся нейтрино. Из –за ничтожно малой массы и отсутствия электрического заряда нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом. Почти свободно проходит Солнце и со скоростью света вылетает в межпланетное пространство. Его регистрация сложна, но нейтрино может жать важную информацию о внутреннем строении и условиях внутри Солнца и звезд.
Рисунок 58. Схематический разрез Солнца и его
Как и любая обычная звезда, Солнце — это гигантский самогравитирующий шар горячей плазмы — то есть газа с преимущественным содержанием заряженных частиц (электронов, ионов и т. п.). Эти частицы движутся в горячей плазме с очень большими скоростями. Там, где есть движущиеся заряженные частицы (электрический ток), есть и магнитное поле. Чем быстрее движется заряд, тем сильнее магнитное поле. Магнитные поля таким образом — постоянные спутники жизни звезд, и Солнца в том числе. Они же управляют многими проявлениями активности звезд: вспышками, выбросами вещества, образованием пятен.
Солнце имеет крупномасштабное магнитное поле, которое медленно закручивается вокруг него из-за его вращения. «Сила» этого поля на поверхности Солнца в среднем составляет около 1 гаусс (единица измерения магнитной индукции — векторной величины, которая обозначает силовую характеристику магнитного поля в данной точке пространства). Это можно сопоставить с магнитным полем на поверхности Земли. Иногда в отдельных областях поверхности Солнца магнитные поля могут возрастать — это приводит к вспышкам и вызывает корональные выбросы массы — веществ из солнечной коры (внешних слоев атмосферы Солнца). Когда эти быстрые потоки плазмы достигают магнитосферы Земли, они вызывают полярные сияния, магнитные бури и другие явления, которые влияют на жизнь людей. Именно поэтому изучение магнитных полей Солнца считают не только чисто научной, но еще и прикладной задачей.
Михаил Надь / Дождь
Темные пятна на поверхности Солнца — это тоже проявление локального усиления магнитного поля звезды. Эти пятна — области фотосферы Солнца (слоя звездной атмосферы, который дает основную часть излучения) с пониженной температурой. Наблюдение за солнечными пятнами и изучение их магнитных полей — одна из повседневных задач современной гелиофизики (раздела астрофизики, который изучает проблемы физики Солнца). Этим занимается японская космическая обсерватория Hinode, выведенная на орбиту в 2006 году. С ее помощью в 2014 году сотрудники японской Национальной астрономической обсерватории наблюдали одну из пар пятен, видимых тогда на Солнце (NOAA 11967).
Ученые провели наблюдения пары пятен, что позволило измерить величину магнитного поля в разных частях. Они обнаружили, что в центре большего пятна поле оказалось примерно в четыре тысячи раз больше, чем в среднем по Солнце. Однако если это и было ожидаемо, то индукция (силовая характеристика магнитного поля) оказалась еще больше и составила рекордные 6250 Гаусс.
В чем парадокс открытия, как его объяснили ученые и в чем заключается особая важность исследования — читайте в материале «Самое сильное магнитное поле на Солнце нашлось там, где не ждали » научно-популярного проекта «Элементы».
За последние годы теория строения Солнца и явлений на нем сильно продвинулась вперед. В частности, на основе лабораторных опытов с плазмой пришли к выводу о том, что магнитные поля на Солнце играют очень большую роль в наблюдаемых на нем явлениях.
Ядерные реакции происходят в ядре Солнца, где температура достаточно высока - 16 млн. градусов. Радиус этой зоны, где вырабатывается энергия при ядерных реакциях, составляет, по-видимому, около 200 000 км. С удалением от центра Солнца температура падает быстро - на 20° на каждый километр. В этой области происходит перенос лучистой энергии излучением. Не доходя одной десятой по радиусу до фотосферы, температура падает медленнее, и в переносе энергии в ней принимает участие конвекция в виде вертикального подъема горячих газов и опускания холодных газов. Происходит перемешивание вещества, которое, однако, неравномерно по разным направлениям.
В фотосфере водородные атомы в основной своей массе нейтральны, в хромосфере, являющейся переходным слоем, они ионизуются и в короне наступает полная ионизация. Толщина фотосферы только 200-300 км, т. е. около V300 радиуса Солнца. Таким образом атмосфера Солнца состоит из плазмы - смеси ионов и свободных электронов. Хромосфера, в сотни тысяч раз менее плотная, чем фотосфера, переходит в корону. За счет облучения энергией, испускаемой фотосферой, при ее температуре в 6000° термометр в хромосфере показал бы 5000°, а в короне еще меньше. Частицы разреженного газа хромосферы и короны налетали бы на термометр так редко, что не могли бы его нагреть. Однако скорости движения частиц в хромосфере и короне очень велики. Известно, что температуру газа можно измерять кинетической энергией его частиц. Это так называемая кинетическая температура. В фотосфере температуры излучения и кинетическая соответствуют друг другу, а в хромосфере и короне различаются резко - в хромосфере кинетическая температура составляет десятки тысяч градусов, а в короне - около миллиона градусов.
«Нагревание» хромосферы происходит эа счет энергии распространяющихся в ней волн, порождаемых движением гранул в фотосфере. В короне, простирающейся на расстояние до 10 радиусов Солнца, число атомов в 1 см 3 в 100 миллиардов раз меньше, чем число молекул в 1 см 3 воздуха у поверхности Земли. При такой же плотности, как воздух, вещества в короне хватило бы на слой, окружающий Солнце при толщине всего в несколько миллиметров. В ней возникает основное» радиоизлучение Солнца. С такой же интенсивностьто, как корона, нагретое тело такого же размера излучало бы при температуре в миллион градусов, а такой кинетической температуры требуют, как мы видели, и наблюдаемые в спектре короны яркие линии многократно ионизованных металлов.
Изучение взаимодействия магнитного поля и плазмы показало, что на плазму в целом движение вдоль силовых линий магнитного поля не влияет. При движении же электрически заряженных частиц поперек линий поля (т. е. при течении тока) возникает дополнительное магнитное поле. Сложение этих магнитных полей вызывает искривление и вытягивание силовых линий вслед за движением вещества. Между тем у магнитных силовых линий есть натяжение, стремящееся их выпрямить. Это создает магнитное давление, и поле, мешая плазме пересекать силовые линии, его тормозит и даже может увлечь за собой, если поле сильно. Если оно слабо, то плазма перемещает силовые линии вместе с собой. Итак, во всех случаях можно говорить о том, что силовые линии как бы «вморожены» в плазму.
Эти сведения, а также регулярные измерения напряжения магнитного поля в разных местах на Солнце позволили подойти к объяснению многих явлений на нем.
Общее магнитное поле Солнца очень слабо, но оно, видимо, играет большую роль. Лучи короны, особенно в полярных областях Солнца, располагаются подобно силовым линиям, выходящим и входящим у полюсов намагниченного шара. Изменение направления поля в каждом полушарии Солнца от одного цикла солнечной активности к следующему также очень важно. Причина этого изменения еще не ясна, но известны звезды с очень мощными магнитными полями, у которых полярность поля также периодически меняется.
При вращении Солнца самые быстрые (экваториальные) слои увлекают за собой силовые линии слабого общего поля Солнца, которые в них «вморожены». Эти линии вытягиваются под фотосферой и за три года обвиваются вокруг Солнца шесть раз, образуя тугую спираль. Если силовые линии расположились при этом теснее, то, значит, тут общее (и искаженное здесь) магнитное поле Солнца усилилось.
Ближе к полюсам силовые линии общего поля выходят из фотосферы вверх, и поэтому поле здесь не усиливается. Впрочем, на самом экваторе, где угловая скорость вращения в некоторой зоне меняется мало, поле также не усиливается, а на широтах +30°, где скорость вращения меняется быстрее всего, усиление поля максимально. Так под фотосферой образуются подобия трубок из сгущенных силовых линий. Давление газа в них складывается с давлением магнитного поля, перпендикулярным к его линиям. Газ в «трубке» расширяется и становится как бы легче и может «всплыть» наверх. В этом месте, где она приближается к поверхности, на Солнце наблюдается усиление магнитного поля, а затем и появление факела, а за ним и поля факелов. Их горячие газы поднимаются выше, чем соседние места фотосферы, потому что слабое магнитное поле вокруг них гасит мелкие турбулентные движения, стремящиеся тормозить поток горячего выходящего газа. Над факелами в хромосфере также происходит нагрев и возникают горячие флоккулы. Наконец, над флоккулами в короне начинается более яркое свечение. Так развивается активная область на Солнце. Всплывая к поверхности и пересекая ее, трубка со сгущенными силовыми линиями образует местные усиления магнитного поля и возникают солнечные пятна. Их пониженная температура обусловлена тем, что очень сильное магнитное поле в этой области подавляет не только турбулентность, но и сильные конвективные движения. Поэтому здесь приток снизу горячих газов прекращается, тогда как вокруг пятна, в области факелов и флоккул, конвекция слабым магнитным полем усилена, так как оно подавляет слабую турбу-ленцию и там приток горячих газов снизу облегчен. Понятно, что пересечение изогнутой трубки с этой поверхностью в двух местах обусловливает у двух главных пятен противоположные магнитные полярности. Выход трубки из фотосферы и рассеивание ее линий ведут к дроблению и исчезновению двух главных пятен, образованных пересечением силовой трубки с поверхностью Солнца. Выход - силовых линий трубки в разреженные хромосферу и корону, где давление газа меньше, чем давление магнитного поля, ведет к тому, что линии расходятся, образуя петли и дуги.
Постепенно области активности с порождающими их магнитными трубками в восточной части образуют пятна с полярностями, противоположными той, какая была в начале цикла у этого полюса Солнца. Это вызывает сначала нейтрализацию прежнего общего магнитного поля, а затем, за три года до конца 11-летнего цикла солнечной активности, создает общее поле противоположной полярности.
Через 11 лет восстанавливается прежняя картина полярностей общего поля.
Так получает в основных чертах, по-видимому, правильное объяснение (данное Бэбкоком), 22-летняя периодичность солнечной активности.
Хромосферные вспышки на Солнце образуются вблизи нейтральных точек магнитных полей в активных областях, где с удалением от этих точек напряжение поля быстро возрастает. Здесь происходит крайне быстрое сжатие магнитного поля вместе с плазмой, в которую оно «вморожено», и энергия магнитного поля переходит при этом в излучение газа. Плазма сжимается в тонкий шнур и температура ее резко возрастает - до нескольких десятков тысяч градусов. Плотность хромосферы возрастает здесь за несколько минут в сотни тысяч раз.
Кроме огромного повышения температуры, а с нею и излучения, особенно ультрафиолетового и рентгеновского, хромосферная вспышка состоит и в так называемом всплеске радиоизлучения. На метровых волнах последнее усиливается до десятков миллионов раз.
Источник этого радиоизлучения перемещается из хромосферы в корону со скоростью около 1000 км/сек. Вероятно, он возникает в результате выброса космических лучей, порожденных вспышкой, и бомбардировки плазмы этими лучами, что и вызывает колебания плазмы, порождающие всплеск радиоизлучения.
Наблюдаемые в короне лучи, видимо, порождаются этими потоками быстрых, электрически заряженных частиц, тянущих за собой силовые линии магнитного поля. И это поле, и плазма короны тормозят потоки частиц, но часть их вырывается из атмосферы Солнца и, попадая в земную атмосферу, производит полярные сияния. Изменение картины магнитного поля Солнца от минимума его активности к максимуму и определяет изменения формы короны, о чем мы уже говорили.
Многие протуберанцы, как и лучи короны, обусловлены движением газа вдоль силовых линий, отчего и происходят, например, выбросы их по дугообразной траектории и «скатывание» их обратно на поверхность Солнца. По-видимому, протуберанцы находятся преимущественно в областях плавных изменений магнитного поля. Возникновение свечения протуберанцев внезапно вверху, а затем их движение только вниз обусловлено, по-видимому, процессами, аналогичными тем, какие дают хромосферные вспышки, но менее резкими. Сжатие магнитного поля ведет к сжатию относительно холодного газа, к подъему его плотности и к свечению.
Таковы основные черты современной, в основном газомагнитной, теории солнечных явлений.
Солнечные пятна дают нам наиболее наглядные образцы нестационарных процессов на Солнце. Прежде всего это их бурное развитие. Иной раз бывает достаточно двух-трех дней, чтобы на «чистом» месте фотосферы развилось большое пятно или большая группа пятен. Как правило, впрочем, развитие их идет медленнее и у больших групп достигает максимума через 2-3 недели. Малые пятна и группы появляются и исчезают в течение недели, в то время как крупные существуют по нескольку месяцев. Известно одно пятно, существовавшее 1,5 года. При возникновении пятна, когда его полутень еще мала, в ней видна та же фотосферная грануляция (Ганский, Тиссен), которая при дальнейшем развитии принимает волокнистый вид; волокна гораздо более стойки, чем гранулы. Когда округлое пятно правильной формы приближается к солнечному краю, оно наблюдается нами в проекции и его поперечник в направлении радиуса солнечного диска сильно сокращен (пропорционально ; см. рис. 8). При этом нередко наблюдается так называемый эффект Вильсона, заключающийся в том, что полутень пятна со стороны края диска видна хорошо, а со стороны, обращенной к центру диска, сильно сокращена. Такое явление допускает геометрическое уподобление солнечного пятна гигантскому углублению с конически суживающимися стенками. Но далеко не все пятна обнаруживают это.
Обычно группа пятен бывает растянута по гелиографической долготе (в исключительных случаях - до 20° и больше). При этом часто в группе намечаются два самых крупных пятна с отдельными полутенями, которые имеют слегка различные движения по поверхности Солнца. Восточное пятно называют ведущим, западное - следующим. Часто такая склонность образовываться парами наблюдается и у отдельных пятен, не образующих групп с большим количеством мелких пятен-спутников.
Рис. 38. Вихревая структура пятен в биполярной группе. Направления вихрей противоположны. (Спектрограмма в лучах На)
Наблюдения лучевых скоростей по разным спектральным линиям в разных местах пятна и под разным углом зрения к нему показывают наличие сильных (до 3 км/с) движений в полутени пятна - растекание вещества в глубинных частях его и втекание вещества внутрь на большой высоте. Последнее подтверждается вихревой структурой, заметной над пятнами на спектрогелиограммах в лучах . Направления этих вихрей противоположны в южном и северном полушариях Солнца и указывают в одиночных пятнах на втекание вещества в соответствии с тем, как его должна отклонять сила Кориолиса.
Обычно на внешнем краю полутени систематические движения уже не наблюдаются.
Как уже было сказано выше, солнечные пятна обладают сильными магнитными полями. Напряженность в 1000-2000 Э является обычной, а в одной группе в конце февраля 1942 г. была измерена напряженность 5100 Э. Детальные исследования распределения направления и напряженности магнитного поля внутри пятна показали, что в центре пятна магнитные силовые линии идут по оси пятна (вверх или вниз), а по мере удаления к периферии пятна они все более уклоняются от нормали к поверхности, почти до 90° на краю полутени. При этом напряженность магнитного поля убывает от максимума почти до нуля.
Рис. 39. Изменение средней широты и магнитной полярности солнечных пятен в последовательных циклах солнечной активности
Чем больше пятно, тем, как правило, сильнее его магнитное поле, но когда большое пятно, достигнув максимальных размеров, начинает уменьшаться, напряженность его магнитного поля остается неизменной, а полный магнитный поток уменьшается пропорционально площади пятна. Это можно истолковать так, как будто пятно лишь способствует выносу наружу магнитного поля, существующего длительно под поверхностью. Сказанное подтверждается также тем, что часто магнитное поле не исчезает после исчезновения пятна, но продолжает существовать там и вновь усиливается при новом появлении пятна в той же области. Наличие здесь перманентных факельных полей позволяет говорить, что в этих местах существуют устойчивые активные области.
В группах с двумя большими пятнами пятна ведущее и следующее имеют противоположную магнитную полярность (рис. 38 и 39), что оправдывает название таких групп - биполярные, в противоположность униполярным группам, включающим в себя одиночные пятна. Бывают сложные группы, в которых пятна той и другой полярности беспорядочно перемешаны. В каждом цикле солнечной деятельности полярности ведущего и следующего пятна в северном и южном полушариях противоположны друг другу.
Так, если в северном полушарии Солнца полярность ведущего пятна северная (N), а следующего - южная (S), то в это же время в южном полушарии полярность ведущего пятна - S, а следующего - N. У тех редких пятен, которые пересекаются экватором, полярность северной и южной половин противоположна. Но с окончанием цикла солнечной деятельности, когда проходит ее минимум, в каждом полушарии распределение магнитной полярности у пятен биполярной группы изменяется на то, которое было в предыдущем цикле на противоположном полушарии. Этот важный факт был установлен Хэйлом с сотрудниками в 1913 г.
Хотя местные магнитные поля Солнца бывают очень сильны, его общее магнитное поле весьма слабое и лишь с трудом выделяется на фоне местных полей только в годы минимумов солнечных пятен. Кроме того, оно изменчиво. В годы 1953-1957 его напряженность соответствовала диполю с индукцией в 1 Гс, знак был противоположен знаку магнитного поля Земли, а ось диполя совпадала с осью вращения. В 1957 г. знак поля изменился на обратный в южных полярных областях Солнца, а в конце 1958 г. - и в северных. Последнее изменение знака поля наблюдалось в 1970-1971 гг.
Смена магнитной полярности пятен с окончанием цикла солнечной активности не является единственным признаком конца цикла. Солнечные пятна редко образуются вдали от экватора. Их предпочтительная зона заключена в пределах гелиографических широт от 1-2° до 30° в обоих полушариях. На самом экваторе пятна встречаются редко, как и на широтах свыше 30°. Но у этой картины есть особенность ее изменения во времени: первые пятна нового цикла (после мнимума) появляются вдали от экватора (например, пятно с было зарегистрировано 15 марта 1914 г., с мая 1943 г. и с октября 1954 г.), в то время как последние пятна уходящего цикла еще наблюдаются вблизи экватора. Во время же расцвета цикла вблизи его максимума пятна можно встретить на всех гелиографических широтах между - 45° и +45° (известна группа пятен даже с широтой +50°, наблюдавшаяся в июне 1957 г. во время максимума солнечной активности), но главным образом между 5 и 20°. Таким образом, средняя гелиографическая широта пятен по мере развития 11-летнего цикла солнечной активности неуклонно уменьшается, и новые пятна появляются все ближе и ближе к экватору (рис. 39). Эта закономерность была установлена впервые в 1858 г. Кэррингтоном и иногда называется законом Шпёрера (хотя последний установил ее на 10 лет позже).
Таким образом, если под периодом понимать промежуток времени, в течение которого изменяются и возвращаются к исходному состоянию все свойства, то истинный период солнечной деятельности есть не 11 лет, а 22 года. Интересно, что некоторое чередование высоты максимума через цикл также подтверждает 22-летнюю периодичность. Намечается и 80-летний цикл солнечной деятельности. По каким-то внутренним причинам солнечная активность меняется в широких пределах с характерным временем около столетия.
Так, между 1645 и 1715 гг. на Солнце почти не было пятен, а группа появлялась только» один раз. Это так называемый минимум Маундера. Другой минимум, минимум Шпёрера, был между 1410 и 1510 гг. Наоборот, средневековый максимум между 1120 и 1280 гг. был очень энергичен, подобно переживаемому нами сейчас. Описанные вариации сопровождались колебаниями средней годовой температуры в Англии в пределах 1 °С.
> > 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.
