18.3 Общее магнитное поле Солнца, магнитное поле в области солнечных пятен и иных образований.

Неизбежность существования магнитного поля у Солнца вытекает из факта существования внутри некоторых слоёв Солнца вертикального и горизонтального движений плазмы.

В 1953 году американский астроном У.Бэбкок обнаружил существование слабого магнитного поля дипольного характера с магнитным моментом, ориентированным вдоль оси вращения Солнца. Напряжённость общего магнитного поля 1-2 Гс. Обнаруженное магнитное поле оказалось переменным - приблизительно каждые 11 лет оно “переворачивается”, т.е. меняет полярность. Силовые линии общего магнитного поля должны быть расположены в меридиальных плоскостях. Наиболее распространённый способ определения параметров магнитного поля по измерению степени “расщепления” спектральных линий в солнечных спектрограммах (эффект Зеемана).

Наблюдения показали, что магнитное поле Солнца не может быть описано только дипольной составляющей. так в отдельных активных областях фотосферы обнаружены локальные магнитные поля, напряжённость которых существенно превышает напряжённость общего магнитного поля.

Появлению факельных гранул предшествует увеличение напряжённости магнитного поля до 500-700 Гс, появлению поры - до 1000-2000 Гс, пятна - до 5000 Гс. Рассасывание локального магнитного поля ведёт к исчезновению соответствующего активного образования.

Образование локальных магнитных полей можно объяснить следующим образом: Дифференциальное вращение Солнца приводит к деформации силовых линий общего магнитного поля. Они вытягиваются параллельно экватору, скручиваются в спираль - полоидальное поле превращается в тороидальное. Дальнейшая деформация силовых линий приводит к неустойчивости общего магнитного поля и его распаду на магниные силовые трубки. Внутри трубки плотность магнитного поля существенно выше плотности общего магнитного поля. Однако, плотность плазмы внутри трубки существенно меньше плотности плазмы окружающей Среды. Магнитная трубка всплывает на поверхность фотосферы, образуя локальные магнитные поля разной напряжённости. Незначительное увеличение напряжённости в силовой трубке подавляет хаотическую составляющую конвективного движения плазмы и, тем самым, облегчает вынос на поверхность фотосферы горячих объёмов газа - образуется факел.

Усиление напряжённости до 1000-5000 Гс подавляет уже не только хаотическую, но и горизонтальную составляющую конвективного движения, т.е. подавляется сама конвекция и прекращается вынос в атмосферу горячего вещества конвективной зоны - появлются холодные поры и пятна.

Магнитные силовые трубки, как неустойчивые образования, разрушаются, происходит перестройка общего магнитного поля и процесс повторяется в противоположной полярности.

В солнечной короне наблюдаются полярные лучи, дуговые системы, петлеобразные протуберанцы, корональные выбросы плазмы и т.п. Все эти корональные элементы отличаются не только внешним видом, но температурой и плотностью образующего их вещества. Уплотнения вещества и разнотемпературные области могут долго существовать только благодаря наличию магнитных барьеров. Таким образом, структурные детали короны как бы обрисовывают топологию её магнитных полей. Движение плазмы возможно только вдоль магнитных силовых линий, поэтому изучение динамики корональных образований позволяет детально изучить форму и динамику силовых линий общего и локальных магнитных полей. Установлено, что напряжённость магнитного поля в тонких деталях внутренней короны (примыкающей к хромосфере и переходному слою) = 20-30 Гс, в корональных конденсациях = 100 Гс, в фоновой короне - 1-2 Гс.

Корональная плазма сосредоточена внутри магнитных трубок, которые формируются выходящими из фотосферы и хромосферы магнитными полями. Там, где магнитные силовые линии замыкаются, на разных полюсах магнитного поля фотосферных и хромосферных активных образований наблюдаются системы корональных арок.

Форма опахал и корональных лучей повторяет форму замкнутых магнитных силовых линий, простирающихся далеко за пределы диска Солнца.

Вблизи полюсов магнитные силовые линии разомкнуты и уходят в межпланетное пространство - здесь в короне нет арочных структур, яркость короны сильно ослаблена, наблюдаются корональные дыры.