Форум

Магнитные поля на Солнце. Наблюдая спектр Солнца в области солнечных пятен, американский астрофизик Джордж Эллери Хейл в 1908 обнаружил, что некоторые спектральные линии в них расширяются или даже расщепляются на два или три компонента. В лабораторных условиях, изучая свечение газов, заключенных между полюсами мощного магнита, такие расщепления спектральных линий впервые обнаружил датский физик Зееман в 1896. Это явление получило название эффекта Зеемана. Оно позволяет по величине расщепления спектральных линий вычислять напряженности магнитных полей. Все крупные современные солнечные инструменты оснащены магнитографами – приборами, использующими эффект Зеемана для измерения и регистрации магнитных полей на Солнце с высоким временным и пространственным разрешением. Через несколько лет после открытия магнетизма солнечных пятен Хейл обнаружил, что слабые магнитные поля присутствуют почти всюду на Солнце, а также, подобно магнитному полю Земли, и у полюсов. Это позволило начать изучение общего магнитного поля Солнца. В середине 20 в. столетия было обнаружено, что магнитные поля усиливаются не только в активных областях и особенно в солнечных пятнах, но также и вокруг полюсов, хотя и более слабые. Число активных областей и количество пятен на Солнце меняются в среднем в течении 11-и лет. В эпоху минимума солнечной активности пятна практически отсутствуют. Затем они появляются на высоких широтах Солнца (30–40° от экватора). За 3–4 года число пятен и образуемых ими групп возрастает до максимума, после чего их количество несколько медленнее убывает. Это явление называется 11-летним циклом солнечных пятен. Суммарный магнитный поток пятен меняется с такой же периодичностью. Однако при этом с каждым 11-летним циклом полярность магнитных полей в пятнах и у полюсов меняется на противоположную. Поэтому магнитный цикл оказывается 22-х летним. Изменчивость солнечных магнитных полей говорит об их связи с процессами во внешних слоях Солнца, скорее всего, в его конвективной зоне. Относительно происхождения солнечных магнитных полей у астрофизиков нет еще полной ясности. Скорее всего, очень слабое магнитное поле газопылевой туманности, из которой возникла Солнечная система, при ее сжатии сконцентрировалось и усилилось. За миллиарды лет эволюции должно было произойти затухание этого поля за счет превращения в тепло связанных с ним электрических токов. Однако в самых крупных масштабах, соизмеримых с размерами самого Солнца, это затухание настолько медленно, что значительная часть магнитного поля сохранилась. Возможно, что оно постоянно поддерживается магнитным действием токов, возникающих в результате взаимодействия солнечного вращения с радальными движениями в конвективной зоне. Этот сложный процесс поддержания и циклического усиления магнитного поля на Солнце называют магнитным динамо.