Магнитное поле солнца

Магнитное поля присутствуют, по-видимому, на всех звёздах. Впервые магнитное поле было обнаружено на ближайшей к нам звезде - Солнце - в 1908 г. амереканскмй астрономом Дж. Хейлом, измерившим зеемановское расщепление спектральных линий в солнечных пятнах.

Согласно современным измерениям, максимальная напряжённость магнитного поля пятен = 4000 Э. Поле в пятнах есть проявление общего азимутального магнитного поля Солнца, силовые линии которого имеют различное направление в Северном и Южном полушариях Солнца

В отличие от ближайшего космического пространства, непосредственное измерение магнитных полей на Солнце магнитометрами невозможно не только из-за технических трудностей посылки космического зонда к Солнцу, но также из-за высокой температуры его вещества, которую не может выдержать ни один прибор). Поэтому как на Солнце, так тем более и на других более удаленных объектах, магнитные поля можно измерять лишь косвенно -- анализируя электромагнитное излучение.

На Солнце магнитное поле захватывается горячим веществом или "вмораживается" в него. При своем движении солнечное вещество увлекает за собой столько магнитного поля, сколько сможет. Так как скорость вращения на экваторе опережает скорость вращения на полюсах, силовые линий магнитного поля растягиваются, но линии поля при таком наматывании не обрываются; они скорее похожи на чрезвычайно эластичную резину. Как и у резины, чем больше они растягиваются, тем больше в них запас энергии.

Магнитное поле пятен подавляет конвекцию в верхних слоях конвективной зоны, перенос энергии здесь резко уменьшается, поэтому температура газа в области пятна уменьшается на 1 500--2 000 К. В близких же окрестностях пятна, где напряженность поля относительно невелика, магнитное поле, наоборот, усиливает конвективный перенос энергии. Именно так и возникают яркие образования -- факелы.

Оценки показывают, что плавучесть эффективна до глубин порядка 15 000 км, тогда как толщина конвективной зоны примерно в семь раз больше. Отсюда следует, что магнитные поля пятен формируются в верхней части конвективной зоны Солнца.

В связи с этим возникает следующий вопрос: каким же образом поддерживается неоднородное вращение Солнца? Ведь усиление магнитных полей и образование магнитных трубок происходит за счет торможения вращательного движения экваториальных областей, и если бы эта энергия не поступала непрерывно, то уже после нескольких оборотов Солнце начало бы вращаться как абсолютно твердое тело, т. е. угловая скорость вращения у полюсов и на экваторе была бы одинаковой.

Солнце как переменная звезда

Переменными звездами называются такие светила, светимость которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов.

Оказывается, наше Солнце - такая звезда.

Собранная информация датчиком частиц солнечного ветра Swoops зонда Ulysses , позволила сделать вывод о непрерывном - начиная с середины 1990-х годов - "ослабевании" солнечного ветра. Более того - процесс этот начался, по всей видимости, гораздо раньше. В настоящее время скорость солнечного ветра достигла абсолютного минимума по крайней мере за полвека - с тех пор, как начались непосредственные его исследования с использованием космических аппаратов. Снижение скорости солнечного ветра за десятилетие относительно невелико - около 3%, однако оно является следствием снижения температуры и давления частиц солнечного ветра на 13% и 20% соответственно. Насколько длителен процесс и насколько далеко он зашел, сказать пока невозможно. Охлаждение солнечного ветра сопровождается также снижением напряженности магнитного поля Солнца на треть за тот же период.

Тем самым обострилась радиационная обстановка в Солнечной системе и в околоземном пространстве - плотность потока особо опасных протонов высоких энергий, приходящих из глубокого космоса, возросла примерно на 20%.

Аномальное снижение активности солнечного ветра дополняет картину трудно объяснимых аномалий в поведении самого светила. Уникальная активность светила в конце прошлого цикла сменилась ненормально длительным отсутствием пятен - показателя активности - на светиле.

Снижение числа пятен, вообще говоря, характерно для минимумов солнечной активности, однако на этот раз процесс слишком затянулся. Уже почти год на Солнце пятен практически не наблюдается вообще.

Очевидно, что масштаб происходящих на Солнце в настоящее время процессов выходит за рамки гипотезы их 11-летней цикличности.

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.

Измерения индукции магнитного поля Земли на расстояниях порядка 100 км (средний масштаб) очень важны для понимания таких геофизических явлений, как поведение верхней мантии, эволюция океанических течений и воздействие магнитного поля Солнца на ионосферу планеты. Однако такие исследования дорогостоящи, поскольку связаны с запуском в верхние слои атмосферы (на высоту около 100 км) специальных космических аппаратов. Коллектив ученых из Германии и США предложил более дешевый, наземный, способ измерения геомагнитного поля в заданном масштабе, который обладает высокой точностью и нечувствителен к магнитным помехам со стороны окружения.

Исследование структуры и силы магнитного поля Земли позволяет «заглянуть» в недра нашей планеты: измерение индукции геомагнитного поля и его вариаций на разных масштабах дает информацию об источниках этого поля на соответствующих глубинах. Так, «картографирование» земного магнетизма в пределах нескольких метров способно выявить подземные ферромагнитные объекты, например неразорвавшиеся снаряды и мины или законсервированные емкости с токсичными отходами. Измерение магнитного поля и его флуктуаций на расстояниях в несколько километров может быть использовано для обнаружения залежей полезных ископаемых. В глобальном масштабе исследование магнитной «оболочки» Земли предоставляет данные для модели геодинамо - теории, описывающей зарождение и последующую эволюцию магнитного поля Земли.

Изучение распределения индукции геомагнитного поля на среднем масштабе, то есть в пределах 10–100 километров, также представляет значительный научный интерес. В частности, это позволяет оценить влияние магнитного поля Солнца на ионосферу, дает информацию о поведении верхней мантии Земли и циркуляции океанических масс - одного из основных факторов, регулирующих климат на планете (ведь морская вода - это электролит, а ее движение фактически представляет собой ионный ток). Чтобы избежать нежелательного влияния окружения, измерения геомагнитного поля на этом масштабе необходимо проводить на высотах, соответствующих этому пространственному разрешению. Иными словами, для «картографирования» геомагнетизма на расстояниях порядка 100 км нужно на столько же подняться ввысь .

Для таких измерений запускают спутники с магнитометром , что требует серьезных материальных и финансовых вложений. Ученые из США и Германии предложили наземный способ измерения магнитного поля Земли в масштабах порядка 100 км, который обладает высокой чувствительностью и имеет сравнительно низкую стоимость. Свой метод они описали в недавней публикации Magnetometry with mesospheric sodium в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences . Идея авторов статьи основана на технологии, использующейся в некоторых обсерваториях для создания искусственных опорных звезд (laser guide star).

Что такое искусственные опорные звезды?

Известно, что астрономические наблюдения с помощью оптического телескопа, расположенного на поверхности Земли, часто затруднены из-за атмосферной турбулентности. Случайные перемещения воздушных масс размывают изображения звезд и существенно уменьшают разрешающую способность крупных телескопов с объективами более 1 м. Поэтому обычно используют так называемую адаптивную оптику . В телескопе устанавливают специальное зеркало, которое может деформироваться и подстраиваться под меняющиеся внешние условия. Чтобы учесть искажения, телескоп надо откалибровать, направив его на какую-нибудь яркую звезду (ее называют опорной).

Однако в поле зрения телескопа не всегда обнаруживается естественная опорная звезда, поэтому придумали создавать опорные звезды лазером. Лазер производит облучение слоя атомов натрия толщиной около 10 км, расположенного на высоте около 90 км над поверхностью Земли (эта натриевая прослойка сформировалась в результате сгорания метеоров). Если длина волны света лазера равна 589 нм, то в той небольшой области, куда попал лазерный луч, атомы натрия переходят в возбужденное состояние: внешние электроны перебираются на более высокий энергетический уровень, живут там некоторое время, а затем возвращаются обратно, излучая при этом желтый свет. Далее этот свет из облучаемого лазером маленького участка неба регистрируется телескопом. В результате происходит рождение искусственной опорной звезды (рис. 1), по которой затем корректируется изображение в телескопе.

Здесь надо отметить важный факт. Поскольку электроны имеют спин, совершают вращательное движение вокруг ядра, а также по причине некоторой схожести атомов щелочных металлов с атомом водорода (суммарный спин всех электронов в этих атомах равен 1/2) упомянутый выше более высокий энергетический уровень атома натрия расщепляется на два близкорасположенных по энергии уровня, каждый из которых может стать временным «домом» для возбужденного электрона. Возникающие два уровня атома натрия получили название натриевый дублет . Его идентифицируют на дискретном (линейчатом) спектре натрия как две близкорасположенных тонких желтых линии, обозначаемых D 1 и D 2 . Это означает, что возбужденный атом натрия фактически излучает желтый свет двух очень близких по значению длин волн.

Принцип работы наземного детектора геомагнитного поля

В 1961 году было обнаружено , что под действием лазерных импульсов, имеющих круговую поляризацию, при определенном условии в парах щелочных металлов, находящихся во внешнем магнитном поле, наблюдается спиновая поляризация - спины атомов этих элементов приобретают конкретное направление. Этим условием является совпадение частоты лазерных импульсов (не путать с частотой света, излучаемого лазером) и частоты, с которой магнитный момент атомов прецессирует во внешнем магнитном поле. Явление вращения вектора магнитного момента частицы вокруг направления силовой линии магнитного поля известно в физике как ларморовская прецессия , а частота, с которой он вращается, называется частотой Лармора. Для атома она определяется его массой, строением энергетических уровней и индукцией внешнего магнитного поля.

Спиновая поляризация приведет к тому, что одна из линий натриевого дублета, D 2 , станет более яркой, а другая линия (D 1) потускнеет, если сравнивать с линейчатым спектром натрия, полученного в случае постоянного облучения, или когда частота лазерных импульсов не совпадает с ларморовской частотой. Наблюдение описанного выше эффекта будет означать, что частота Лармора для атомов натрия найдена, а из нее теперь несложно рассчитать желанную индукцию магнитного поля. Именно так в теории и выглядит принцип работы наземного детектора геомагнитного поля в масштабе 100 км.

На практике, по задумке авторов, должно происходить следующее: лазер стреляет в небо серией периодических импульсов (имеющих круговую поляризацию), направление движения которых должно быть приблизительно перпендикулярно силовым линиям геомагнитного поля (рис. 2). Длина волны лазерного излучения составляет 589 нм, а частота их импульсов экспериментальным путем подбирается так, чтобы быть равной ларморовской частоте для атомов натрия, находящихся в том месте, куда были посланы лазерные импульсы. Понять, совпали ли частоты, можно с помощью телескопа, который в этом случае зарегистрирует в спектре атомов натрия увеличение яркости линии D 2 и, соответственно, ослабление линии D 1 . Когда данное условие выполнено, по значению частоты Лармора находится искомое значение индукции магнитного поля.

Обратим внимание на неслучайность выбора натриевого слоя в качестве эдакого удаленного магнитометра. Высота его расположения (90 км) как нельзя более удачно соответствует условию для измерений магнитного поля Земли и его колебаний в заданном среднем масштабе.

Любой прибор или инструмент, измеряющий какую-либо физическую величину, неизбежно делает это с определенной погрешностью, или, как говорят специалисты, «шумит». В предложенном авторами статьи детекторе геомагнитного поля один из источников шума - лазерное излучение, которое в реальности не является монохроматическим, а имеет хоть и совсем малое, но тем не менее ненулевое размытие по частоте или длине волны, связанное с квантовой природой самого процесса генерации когерентного излучения. Размер этого размытия, называемого шириной лазерного излучения, среди всего прочего определяет чувствительность детектора. Чем меньше ширина излучения, тем более чувствительным будут проводимые измерения.

Помимо этого на точность работы устройства также влияет площадь объектива телескопа (чем больше, тем лучше), интенсивность лазера и коэффициент заполнения , характеризующий частоту испускания лазерных импульсов и равный отношению длительности импульсов к периоду их повторения. Как следует из определения, коэффициент заполнения - безразмерная величина, которая меняется в интервале от 0 до 1 или от 0 до 100%. Если коэффициент заполнения 100%, то наблюдается непрерывное, постоянное, не импульсное излучение. Уменьшение значения коэффициента заполнения означает, что временной промежуток между импульсами в рамках периода их повторения непрерывно увеличивается.

Как показали расчеты, для измерений геомагнитного поля лучше всего следить за изменением яркости линии D 1 натриевого дублета. В этом случае, если положить ширину лазерного излучения равной 400 МГц, оптимальная чувствительность достигается при коэффициенте заполнения 20% и интенсивности лазера около 30 Вт/м 2 . Для этих значений она составит менее 0,5 нТл (нанотесла, 10 –9 Тл). Этого вполне достаточно, чтобы следить за циркуляцией океанических масс и влиянием со стороны магнитного поля Солнца, создающими индукцию порядка 1–10 нТл. В качестве сравнения напомним, что среднее значение индукции магнитного поля Земли приблизительно равно 50 мкТл (микротесла), то есть почти на 3–4 порядка больше.

Авторы статьи считают, что предложенную технологию измерения геомагнитного поля в принципе можно инсталлировать в любую обсерваторию, независимо от того, присутствуют ли в ней устройства или предметы, создающие магнитные помехи. Более того, ученые полагают, что на основе их метода существует возможность реализовать мобильную платформу, которая могла бы мониторить магнитное поле Земли в масштабах 100 км.

По результатам наблюдения одной из групп солнечных пятен японские астрофизики обнаружили маленькую (около 1000 км в диаметре) светлую область на поверхности Солнца, магнитное поле в которой составляет 6250 Гаусс. Это одно из самых сильных полей, зарегистрированных на Солнце за всю историю измерений (110 лет), и самое сильное из достоверно определенных. Но интереснее всего то, что эта область формально находится вне солнечного пятна - то есть там, где столь сильное поле ожидалось меньше всего.

Солнце, как и любая «обычная» звезда (а мы не будем говорить о всякой экзотике вроде нейтронных звезд или белых карликов), - это гигантский самогравитирующий шар горячей плазмы . Плазма, в свою очередь, - это газ с преимущественным содержанием заряженных частиц (электронов, ионов и т. п.). В горячей плазме эти частицы движутся с очень большими скоростями. Как известно из основ электродинамики , там, где есть движущиеся заряженные частицы (то есть, по сути, электрический ток), есть и магнитное поле. И чем быстрее движется заряд - тем сильнее поле. Поэтому естественно, что магнитные поля являются неизменными спутниками жизни звезд, и в частности Солнца. Более того, эти поля управляют многими проявлениями активности звезд: вспышками, выбросами вещества, образованием пятен.

Солнце обладает крупномасштабным дипольным магнитным полем (см. Магнитные поля Солнца), медленно «закручивающимся» вокруг нашей звезды из-за ее вращения и в конечном итоге меняющим свои полюса примерно раз в 11 лет (физика этого процесса ясна еще не до конца, но он порождает знаменитый цикл солнечной активности). Индукция (грубо говоря, сила) этого поля на поверхности Солнца в среднем составляет около 1 гаусс. Это сравнимо с магнитным полем на поверхности Земли. В этом смысле Солнце, как звезда, - далеко не самая «замагниченная». Поля так называемых «магнитных звезд» в тысячи и десятки тысяч раз сильнее. Но в отдельные моменты времени в отдельных областях поверхности нашего светила магнитные поля могут возрастать на порядки, что приводит к вспышкам и вызывает корональные выбросы массы . Эти быстрые потоки плазмы возмущают межпланетное магнитное поле, а достигая магнитосферы Земли , вызывают полярные сияния , магнитные бури и прочие явления, влияющие на жизнь людей. Поэтому изучение магнитных полей Солнца - одновременно и прикладная задача, и, конечно же, чисто научная. Кроме того, на примере Солнца можно также в деталях изучать магнетизм похожих на него звезд.

Наблюдение за солнечными пятнами и изучение их магнитных полей - одна из повседневных задач современной гелиофизики. Этим занимается в том числе и японская космическая обсерватория Hinode , выведенная на орбиту еще в 2006 году. В феврале 2014 года с ее помощью наблюдали одну из пар пятен, видимых тогда на Солнце (получившую обозначение NOAA 11967, рис. 3). Авторы исследования - сотрудники японской Национальной астрономической обсерватории Такенори Окамото (Takenori J. Okamoto) и Такаси Сакураи (Takashi Sakurai). Они и представили свои результаты в статье , опубликованной в журнале The Astrophysical Journal Letters .

Ученые провели спектральные наблюдения пары пятен, позволившие измерить величину магнитного поля в разных ее частях. В центре большего пятна поле оказалось примерно в 4 тысячи раз больше, чем в среднем по Солнцу (то есть около 4 килогаусс). Это было вполне ожидаемо. Однако в светлой области между пятнами индукция оказалась еще больше и составила рекордные 6250 Гаусс. И вот это уже было сюрпризом. К слову, в 2013 году немецкие исследователи уже отчитывались о возможном обнаружении поля в 7 килогаусс в полутени солнечного пятна (M. van Noort et al., 2013. Peripheral downflows in sunspot penumbrae). Но это была всё же часть самого пятна, и полученная оценка была скорее косвенной (см. врезку про эффект Зеемана).

Главная проблема в том, что в светлой области между пятнами конвекция почти не подавлена и, казалось бы, сильного поля там быть не может. Поэтому авторам пришлось искать дополнительное объяснение этому парадоксу. Выглядит оно, в их представлении, следующим образом. Каждое солнечное пятно порождает радиальный поток плазмы, который со скоростью в несколько километров в секунду движется от центра пятна во внешние области. Это наблюдательный факт, называемый эффектом Эвершеда . Детали его еще не до конца прояснены, но вероятнее всего он связан с изменением наклона линий магнитного поля: вдали от центра пятна линии из вертикальных становятся горизонтальными и как бы стелются по поверхности звезды.

Поток Эвершеда существует как у северного, так и у южного пятна, но у одного из них он может оказаться сильнее. Тогда он способен немного прижать линии поля на границе соседнего пятна, от чего плотность энергии поля, а вместе с ней и величина самого поля должны существенно увеличиться (рис. 4). Это и есть идея, которая, в целом, объясняет полученные данные.

Интересно, что рецензент статьи, как указывают авторы в одном из примечаний к тексту, предложил и другую возможную интерпретацию: усиление поля в изучаемой области произошло из-за явления пересоединения (наложения) силовых линий магнитного поля (см. статью «Загадка солнечных вспышек»). При этом детально такая версия в статье не обсуждается.

В любом случае, полученные наблюдательные данные накладывают дополнительные ограничения на структуру и силу потоков вещества, наблюдающихся внутри пар солнечных пятен, - в том числе и потока Эвершеда, физика которого, напомним, еще до конца не ясна. Любая модель, описывающая эти потоки, теперь должна допускать образование полей, по силе не уступающих обнаруженному. А глубокое понимание физики солнечных пятен - это, в конечном итоге, понимание многочисленных эруптивных процессов происходящих на Солнце, влияющих на нашу глобально электрифицированную цивилизацию всё больше и больше.

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.