Локальные магнитные поля солнца

Локальные магнитные поля солнца

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. Секторная структура межпланетная ), 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. Конвекция , Солнце ), наблюдаемыми на поверхности Солнца.

Магн. поле Солнца не остается неизменным. Осесимметричное крупномасштабное поле квазипериодически изменяется с периодом прибл. 22 года ( Солнечный цикл ). 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 ( солнечные пятна , вспышки на Солнце , протуберанцы ). Магн. поле играет определяющую роль в создании солнечной хромосферы и в нагреве (до миллионов градусов) солнечной короны . 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 ( корональные дыры ), отождествляются с открытыми во внеш. пространство конфигурациями магн. силовых линий. Считается, что в этих областях берут начало быстрые потоки солнечного ветра .

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 — магнитные звезды . 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 белых карликов , 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 — пульсарами . 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

Очень сильные магн. поля удалось обнаружить также у нейтронных звёзд, входящих в состав двойных звёздных систем. Примером может служить нейтронная звезда, проявляющаяся в виде рентгеновского пульсара 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. Циклотронное излучение ). Гиролиния обнаружена, напр., в рентг. спектре пульсара Her X-1 [магн. поле Э]. Интерпретация гиролинии в спектрах источников гамма-всплесков , позволила доказать, что источниками всплесков явл. нейтронные звёзды с напряжённостью магн. поля Э.

Как показал В.Л. Гинзбург, незаряженная чёрная дыра 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 магнитного потока , 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 эволюции звезд . Такие быстрые изменения невозможно объяснить омической диссипацией (джоулевым затуханием, см. Магнитогидродинамика ) 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. Гидромагнитное динамо ).

Лит.:
Пикельнер С.Б., Основы космической электродинамики, 2 изд., М., 1966; Паркер Е.Н., Космические магнитные поля, пер. с англ., ч. 1-2, М., 1982; Wilson О.С., Vaughаn А.H., Мihalas D., «Scientific American», 1981, V. 244, p. 82.

Источник

Локальные поля Солнца

Средне- и мелкомасштабные (локальные) поля Солнца отличаются значительно бо́льшей напряженностью и меньшей регулярностью. На поверхности нашей звезды мы видим только результат невообразимо сложных процессов, протекающих в ее недрах. Никто не может достоверно представить себе, что и каким образом там происходит. Существуют, в основном, гипотезы, математические модели. Но нельзя поручиться ни за их достоверность, ни даже за правильность научного представления внутреннего строения Солнца.

Самые мощные локальные магнитные поля наблюдаются в группах солнечных пятен в период максимума солнечного цикла. Солнечные пятна – темные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500º по сравнению с окружающими участками фотосферы. Они наблюдаются на диске Солнца в виде пятен более или менее правильной формы и являются областями выхода в фотосферу сильных магнитных полей.

На рис. 7.7. слева представлена фотография солнечных пятен, а справа – фотография факелов, возникших между двумя разнополярными солнечными пятнами.

Рис. 7.7. Пятна и факелы на Солнце,

Магнитные поля пятен имеют, как правило, биполярную или мультиполярную структуру. В фотосфере наблюдаются также униполярные области магнитного поля, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряженность магнитного поля, но бóльшую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца).

Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в нижней части конвективной зоны с помощью механизма гидромагнитного конвективного динамо, а затем всплывает в фотосферу под воздействием магнитной плавучести. С помощью такого механизма делаются попытки объяснить и 22-летнюю цикличность солнечного магнитного поля. Но, по моему мнению, и сама «магнитная плавучесть» и желание объяснить ею процессы цикличности, – просто еще одна из гипотез, не имеющих подтверждения.

http://divinecosmos.e-puzzle.ru/list.php?c=pavlova_3

7.4.3. Спираль Паркера – межпланетное магнитное поле Солнечной системы

До сих пор, когда мы говорили о магнитосфере Солнца и о его магнитном поле вообще, мы пользовались плоскостными схемами, рисунками художников или «косвенными уликами» – фотографиями каких-то других параметров. Последние позволяли зарегистрировать изображения физических процессов (например, распределение электронов, состояние плазмы и т.д.), и тем самым «проявить» картинку магнитного поля. Но эти все изображения давали лишь представление в схематичном виде проекции на плоскость (чаще всего либо в меридиональном, либо в экваториальном варианте). А в действительности все обстоит значительно сложнее. Поле объемно и имеет весьма специфическую структуру.

Вблизи Солнца магнитное поле достаточно сильное, чтобы сохранить плазму и форму короны, но уже на некотором расстоянии от поверхности горячая плазма начинает превалировать и «раздувает» силовые линии магнитного поля – тащит их наружу. Схематический чертеж, представленный ниже в левой части рис. 7.8. На нем показана структура магнитного поля Солнца в плоскости эклиптики. Поле условно разбито на несколько секторов, в которых направлено либо к Солнцу, либо от него. Силовые линии начинаются с некоторого расстояния от Солнца, и согласовываются с потоком солнечного ветра, который здесь принимается радиальным. В экваториальной плоскости показаны силовые линии магнитного поля противоположной ориентации (розовые и голубые стрелки).

Рис. 7.8. Магнитная структура Солнца в плоскости эклиптики (слева) и ее же вид в объеме

В объеме это выглядит так, как изображено в правой части рисунка. На нем показаны также орбиты планет по Юпитер включительно. Художник изобразил фиолетовую область объемной спирали оборванной, не доходя до орбиты Юпитера. Но это не означает, что магнитное поле заканчивается в этой зоне. Поле простирается на всю область гелиосферы. Спираль, в которую Солнце закручивает свое магнитное поле в процессе вращения, называется спиралью Паркера по имени ее первооткрывателя Ю. Паркера. Она представляет собой вид архимедовой спирали.

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.

Заряженные частицы, ускоренные Солнцем, вылетают в межпланетное пространство, обладая высокой энергией. Они движутся вдоль межпланетного магнитного поля.

Внезапное изменение магнитного поля порождает электрический поток. Узкая прослойка между противоположно ориентированными магнитными полями называется гелиосферным токовым слоем. На рис. 7.9 направление такого тока показано желтыми стрелками (рисунок заимствован из Википедии). Гелиосферный токовый слой вращается вместе с Солнцем, делая один оборот за 27 дней. Он представляет собой поверхность в пределах Солнечной системы, при пересечении которой изменяется полярность магнитного поля Солнца.

Рис. 7.9. Гелиосферный токовый слой

Форма токового слоя определяется воздействием вращающегося магнитного поля Солнца на плазму, находящуюся в межпланетном пространстве. Толщина токового слоя составляет порядка 10000 км.

За 27 дней полного оборота Солнца Земля, вместе со своей магнитосферой, и все остальные члены солнечного семейства проходят через горбы и впадины токового слоя, взаимодействуя с ним.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском:

Источник