Люди, посвятившие себя изучению Солнца, неизбежно встречаются с одной проблемой. Их наблюдения проводятся издалека. Они полагаются на изображения и данные, полученные с расстояния в 140 миллионов километров. Как ни крути, такие данные не позволяют создать точную картину магнитных полей, существующих и, главное, постоянно меняющихся, около Солнца.

Но оставить эту проблему нельзя. Напротив, ученым следует уделить ей максимальное внимание. Понимание структуры и динамики этих полей позволит разобраться в том, как корональные выбросы путешествуют в пространстве, в том числе, в направлении Земли, где они могут нанести серьезный ущерб спутникам. Группа американских специалистов разработала подход, объединяющий старые, испробованные во многих областях знания математические методы и новые теории и экспериментальные техники наблюдения за динамикой корональных масс для того, чтобы создать новую, достаточно точную модель магнитных полей около Солнца. В первую очередь - в верхних слоях его атмосферы, в короне.

«Магнитное поле - своеобразный скелет всей гелиосферы, оно определяет, как частицы и корональные массы движутся в сторону Земли», - говорит специалист по Солнцу, физик из Центра космических полетов имени Годдарда Нэт Гопалсуами . По его словам, измерение магнитных полей около поверхности Солнца стало для физиков рутинной работой, но вот подняться выше и проводить измерения в атмосфере, особенно в ее верхних слоях, пока толком не научились. «До недавнего времени мы могли измерять магнитное поле только в верхней части короны и при определенных условиях. Новая методика позволит проводить более общие исследования».

Для использования нового метода нужно лишь иметь хорошие измерения коронального выброса. Метод основывается на взаимодействии между объектом, движущимся через газ и самим газом. При этом возникает ударная волна, вокруг объекта возникает область сжатого, неравновесного газа, примерно как при движении реактивного самолета. Это было открыто еще в 1960-х годах. Если же объект движется через электризованный газ, плазму, его взаимодействие с газом обуславливается также магнитным полем, в особенности его напряженностью. Такую ударную волну с магнитном поле называют головной.

Проблема заключается в том, чтобы в верхней короне засечь головную ударную волну. В верхней части короны ученым пока не удавалось заметить тех явлений, по которым обычно и различают ударную волну в областях, которые ближе к поверхности Солнца. Однако 25 марта 2008 года Солнце предоставило ученым шанс проникнуть в свои секреты. Образовался корональный выброс, двигавшийся со скоростью почти в 5 миллионов километров в час. Он был замечен многими космическими аппаратами, занимающимися наблюдением за Солнцем. За счет этого было получено трехмерное изображение движения корональных масс. Оказалось, что в лимбе (в крайних областях Солнца) хорошо заметно движение корональных масс. Все явления, наблюдаемые в лимбе, чрезвычайно удобны для наблюдения и анализа. Ученые получили отличные данные о динамике коронального выброса.

Гопалсуани предположил, что ударная волна может быть видна на стандартных изображениях в белом цвете. Она действительно была видно, но не так, как он предполагал. Траектории ударных волн были на удивление неточны, что особенно странно в тонкой атмосфере Солнца. Вместо того, чтобы быть вблизи самих корональных масс, ударные волны вырывались с границ движущейся массы.

Во время выброса 25 марта ученым удалось заметить контуры своего рода диффузионного кольца около границ коронального выброса. Их структура позволила определить силу магнитного поля, приводящего к смещению ударных волн. Расстояние между корональными массами и фронтом ударной волны, а также радиус искривления траектории выброса дают исчерпывающую информацию для определения магнитных свойств среды, через которую они движутся. Можно сказать, аналогично по волнам можно определить, движутся ли они в воде или, например, в масле.

Скорость распространения ударной волны может быть использована для того, что определить так называемую скорость Альфвена - скорость распространения волны Альфвена. Эта скорость определяет, как быстро волна может проходить через магнитную среду. Это - аналог скорости распространения звуковой волны в воздухе. По этой скорости можно определить, до какой степени может дойти скорости объекта до того, как он создаст ударную волну. Определив эту волну, можно затем вычислить напряженность магнитного поля в среде.

Математические модели, используемые при этих преобразованиях, были объединены с более привычными моделями распространения ударных волн и позволили создать новую теорию движения корональных масс и их воздействия на Землю. Это - свидетельство того, как математические методы, применяемые в различных областях знания могут использоваться совместно. В данном случае используется метод, изначально разработанный для изучения геомагнитного поля. Затем он был расширен для анализа движения корональных масс в межпланетном пространстве, затем - около Солнца и, наконец, для определения магнитного поля в короне.

Для верификации нового метода ученые провели измерения напряженности магнитного поля на разных расстояниях от Солнца. Эти данные хорошо совпали с предсказаниями новой модели, что позволяет надеяться, что новая разработка скоро будет активно применяться для измерения напряженности магнитного поля в короне. Совместно с другими данными, которые в настоящее время доступны измерению человеком, такими как плотность, температура и направление линий магнитного поля, измерения напряженности магнитного поля позволят получить полную картину магнитного поля в короне Солнца.

Знание магнитного поля совершенно необходимо для предсказания космической погоды.

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.

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.

Гелиосферный токовый слой

Гелиосферный то́ковый слой представляет собой поверхность в пределах Солнечной системы , при пересечении которой изменяется полярность магнитного поля Солнца. Эта поверхность простирается вдоль экваториальной плоскости Солнца и достигает границ гелиосферы . Форма токового слоя определяется воздействием вращающегося магнитного поля Солнца на плазму , находящуюся в межпланетном пространстве. Толщина токового слоя составляет порядка 10 000 км . В токовом слое наблюдается слабый электрический ток (откуда и название) - около 10 −10 А/м² . Возникающий ток формирует часть гелиосферного токового контура. Иногда гелиосферный токовый слой называют межпланетным токовым слоем.

Характеристики

Форма

В процессе вращения Солнца его магнитное поле извивается в особой формы спираль - спираль Паркера, представляющую собой вид архимедовой спирали и названную так по имени её первооткрывателя Юджина Паркера . Магнитное поле спирали разделено на две части токовым слоем, математическая модель которого была впервые разработана в начале 1970-х. Завивающееся спиралью магнитное поле меняет свою полярность и приобретает сложную форму волнистых спиральных складок, более всего напоминающих многослойную юбку балерины.

Причину формирования такой сложной формы иногда называют «эффектом садового шланга». Именно такую поверхность описывает струя воды, если перемещать шланг вверх-вниз и одновременно поворачиваться вокруг своей оси. В случае с Солнцем роль водяной струи играет солнечный ветер .

Магнитное поле

Гелиосферный токовый слой вращается вместе с Солнцем, делая один оборот за 27 дней . За этот период Земля, вместе со своей магнитосферой, проходит через горбы и впадины токового слоя, взаимодействуя с ним. Магнитная индукция на поверхности Солнца составляет примерно 10 −4 тесла . Если бы магнитное поле имело дипольную форму, его сила уменьшалась бы пропорционально кубу расстояния и в районе орбиты Земли составила бы 10 −11 тесла . Существование гелиосферного токового слоя приводит к тому, что фактические показатели в районе Земли в 100 раз больше.

Электрический ток

В соответствии с законами электродинамики , электрический ток в токовом слое направлен перпендикулярно магнитному полю, то есть ток движется почти по окружности вблизи Солнца и направлен почти радиально на больших расстояниях. Замыкает «электрическую цепь» направленный от Солнца ток, который идёт от солнечных полюсов в направлениях, перпендикулярных экватору, а затем по гелиопаузе спускается к экватору, к гелиосферному токовому слою. Общая сила тока в этой цепи составляет порядка 3⋅10 9 ампер . Для сравнения, токи, приводящие к возникновению полярных сияний на Земле, примерно в тысячу раз слабее и имеют величину порядка миллиона ампер. Максимальная плотность тока в листе составляет порядка 10 −10 А/м² (10 −4 А/км² ).