Виды солнечных магнитных полей 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.

Рис. 2. Дипольная осесимметричная
составляющая крупномасштабного
магнитного поля Солнца.
Наиболее выражена у полюсов.

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 .

Рис. 3. Радиальная составляющая крупномасштабного
магнитного поля Солнца, построенная
по наблюдавшемуся в период 1976-1977 гг.
Л. Свалгардом и Дж. Уилкоксом (США)
лучевому компоненту поля. Знак плюс
означает, что поле неправлено от Солнца,
минус — к Солнцу. Кривая разделяет области
положительного и отрицательного направлений
радиальной составляющей поля.

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

Виды солнечных магнитных полей солнца

Как выглядит магнитное поле в пятнах?

в первом приближении [поле пятна], сходно с полем верхушки соленоида с осью слегка наклоненной к нормали, как это показано на рис.
В пользу этой модели может быть высказано следующее соображение. Меньшей температуре пятна при той же плотности газов соответствует меньшее газовое давление, чем в окружающей пятно атмосфере, и недостаток газового давления в пятне возмещается магнитным давлением.

Для этого под видимым нами пятном должен находиться более или менее вертикальный пучок силовых линий магнитного поля, давление которого препятствует проникновению внутрь пятна более горячего газа из окружения и опусканию пятна вниз.

Из наблюдений следует, что полярность общero магнитного поля Солнца (напряженность этого поля достигает 1 эрстеда) время от времени изменяется. Поэтому был сделан вывод, что общее магнитное поле не может пронизывать все Солнце, а располагается в его поверхностных слоях толщиной до 0,1 солнечного радиуса (

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.

Рассмотрим простую модель Солнца: чисто дипольное поле, как, например, у обычного стержневого магнита, с невозмущенными силовыми линиями, соединяющими полюса и располагающимися в меридиональных плоскостях (полоидальное поле). Затем заставим его вращаться, причем вещество на экваторе пусть вращается быстрее, чем вещество на более высоких широтах. Через несколько десятков оборотов линии первоначального простого поля обмотаются несколько раз вокруг Солнца. Этот процесс продолжается и далее, и каждый раз, когда экватор совершает один оборот относительно полюса, магнитные тиски вокруг Солнца сжимаются сильнее, стягивая силовые линии все теснее и теснее. Более того, то, что когда-то было магнитным дипольным полем, постепенно превращается в сильное поле, по форме напоминающее [бублик] пончик (или тороидальное поле).
Так происходит превращение полоидального поля в тороидальное, силовые линии которого параллельны экватору.

Омега- и Альфа- эффекты и «переполюсовка»

Омега-эффект — это намотка тороидального магнитного поля. Такая намотка происходит на Солнце всегда, пока есть полоидальное магнитное поле и дифференциальное вращение. «Магнитная «шпулька» на Солнце непрерывно работает!» 2
Альфа-эффект производит обратное преобразование тороидального магнитного поля в полоидальное, чтобы замкнуть цикл.
Примерно каждые 11 лет общее магнитное поле Солнца меняет знак. «Переполюсовка» полоидального магнитного поля происходит вблизи максимума солнечной активности, когда число пятен на Солнце максимально (максимум потока тороидального магнитного поля).

Силовые линии теснят друг друга. В конце концов, какое-то из полей (дипольное или тороидальное) должно уступить.
Когда напряженность поля в какой-либо части внешних слоев достигает примерно 10 000 Гс (это приблизительно в 100 000 раз больше напряженности поля Земли), магнитное давление становится достаточно сильным для того, чтобы уравновесить силу солнечного притяжения. Теперь плазма закручивается и свивается в жгуты, запутывая силовые линии еще больше (см. схему на шапке страницы), благодаря перемешиванию внешних слоев за счет конвекции. Поле запутывается в виде беспорядочно переплетающихся жгутов или узлов.
Местами оно прорывается через фотосферу, образуя области всплывающего потока, которые являются первой стадией образования солнечной активной области. Линии нового магнитного поля таким образом, поднимаются на поверхность Солнца. Области, в которых они выходят на поверхность, имеют биполярную структуру в виде пары северного и южного магнитных полюсов.

Схема выхода магнитного поля на поверхность Солнца.

На некотором этапе закручивания силовых линий наступает неустойчивость магнитных полей и их распад на отдельные силовые трубки. Полное давление внутри трубки, равное сумме давления магнитного поля и давления газа, уравновешивается газовым давлением вне трубки. Так как температура вне и внутри трубки одинакова, то это означает, что плотность внутри трубки меньше, чем вне ее. Поэтому на силовую трубку действует сила, направленная вверх. В расчете на единицу объема эта сила названа магнитной плавучестью. Анализ показал, что при определенной длине силовая трубка всплывает на поверхность. При этом образуются пятна противоположной полярности.

Топология магнитных полей солнечных пятен (Babcock H.W.)

Гигантские корональные петли (на снимке слева) вместе с меридиональной циркуляцией и диффузионной турбулентностью играют очень важную роль в полярных инверсиях [преобразованиях] магнитного поля. Часть энергии магнитного потока от средних широт идет на нагрев плазмы в этих петлях.
(илл. Соловьев А.А.)

Впервые биполярная структура наблюдалась в солнечных пятнах в начале XX столетия. Эта стадия может сопровождаться яркой флоккульной областью. Примерно через день возникает и сама пара солнечных пятен, и оба пятна связывает арочная структура волокон, которая, по-видимому, очерчивает структуру магнитного поля.

Эти арочные волокна могут достигать в длину 30 000 км и иметь высоту, равную 5 000 км, другими словами, могут быть много больше Земли.

Внутри области, занятой солнечными пятнами, магнитное поле в виде трубки выходит из одного пятна и, образуя арку, входит в другое. Эта картина естественным образом объясняет двойную полярность и также хорошо согласуется с наблюдениями арочных волокон. Наблюдения с космических аппаратов, особенно наблюдения активных областей, позволяют теперь проследить эту структуру и значительно выше фотосферы.

Меридиональная циркуляция
(илл. из работы Соловьев А.А.)

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.

Согласно существующим предположениям, неоднородность вращения Солнца поддерживается меридиональной циркуляцией — медленным движением вещества в меридиональной плоскости (по направлению от полюсов к экватору и наоборот). В свою очередь это движение поддерживается движениями в конвективной зоне, а последние — источниками ядерной энергии, находящимися глубоко в недрах Солнца.

Современные данные о течениях на поверхности Солнца предоставляют инструменты Global Oscillation Network Group (GONG) и Michelson Doppler Imager (MDI) на борту станции SOHO. Оба этих инструмента определяют скорость движения плазмы путем измерения Допплеровского смещения спектральных линий.

Одной из основных задач, которая решается по данным GONG и MDI, является разделение различных компонент движения плазмы, в частности отделение компоненты скорости, связанной с течениями плазмы от компоненты, вызванной осцилляциями солнечной поверхности.

Эти усредненные изображения затем анализируются с целью отделить компоненту движения, связанную с вращением Солнца, от компонент, связанных с конвекцией и с меридиональными течениями. [здесь приведен] пример такого анализа, проведенный на основе наблюдений солнечной вспышки от 25 мая 1995 года. В результате ее исследования удалось определить все три компоненты движения (рис. ниже). Во-первых, получена картина дифференциального вращения поверхности Солнца, во-вторых определены направления и скорости меридиональных течений плазмы, и наконец восстановлена картина супергрануляции, связанная с конвекцией.

Три компоненты движения плазмы на повехности Солнца:
дифференциальное вращение, меридиональные течения и осцилляции солнечной поверхности.
Получены с помощью инструментов GONG и MDI (Источник: Энциклопедия Солнца)

Астрофизики, опираясь на уже известные знания о природе солнечной активности, продолжают разрабатывать теории, охватывающие весь комплекс этих грандиозных явлений.

Краткое изложение современных моделей магнитных полей Солнца и циклов солнечной активности можно посмотреть в презентации д-ра ф-м.н Соловьева А.А. «Роль меридиональной циркуляции в развитии солнечного цикла» (ГАО РАН), представленной 17.02.2009 в ИКИ РАН.
(ссылка ниже)

Картинка внизу: Компьютерная 3D модель п́ары солнечных пятен созданная суперкомпьютером BLUEFIRE в High Altitude Observatory National Center for Atmospheric Research (NCAR). Boulder, Colorado, USA (июль 2009). Это п ервое представление того, что находится ниже поверхности солнечных пятен. Более светлые (яркие) цвета указывают более сильную напряженность магнитного поля в этом поперечном сечении подслоя двух солнечных пятен.

Источник

➤