Câmpurile magnetice solare. Este propusă o metodă la sol pentru măsurarea câmpului geomagnetic la scară medie. Interacțiunea cu magnetosfera Pământului

Aparent, toate stelele au un câmp magnetic.

A fost descoperit pe Soare în 1908 de către J. Hale (SUA) de către Zeeman, împărțirea liniilor Fraunhofer în petele solare. Conform conceptelor moderne, este ≈ 4000 Oe (tensiune) sau 0,4 Tesla (inducție magnetică). Câmpul din pete este o manifestare a câmpului azimutal general al Soarelui, ale cărui linii de câmp au direcții diferite în emisferele nordice și sudice.

Figura 56. Componenta dipol axisimetrică a câmpului magnetic la scară largă al Soarelui. Cele mai multe

exprimat la poli.

O componentă dipol slabă a câmpului magnetic a fost descoperită în 1953 de Babcock (SUA) (≈1 Oe sau 10ˉ 4 Tesla)

În anii 70 ai secolului al XX-lea, a fost descoperită aceeași componentă slabă, non-axisimetrică, la scară largă a câmpului magnetic. S-a dovedit a fi asociat cu câmpul magnetic interplanetar, care are direcții diferite în componentele radiale în diferite sectoare spațiale.

Aceasta corespunde unui cvadrupol a cărui axă se află în planul ecuatorului solar. Se observă, de asemenea, o structură cu două sectoare corespunzătoare unui dipol magnetic.

Câmpul magnetic nu este esențial pentru echilibrul Soarelui. Starea de echilibru este determinată de echilibrul forțelor gravitaționale și al gradientului de presiune. Dar toate manifestările activității solare (pete, erupții, proeminențe etc.) sunt asociate cu câmpurile magnetice. Câmpul magnetic joacă un rol decisiv în crearea cromosferei solare și în încălzirea coroanei solare la un milion de grade. Energia emisă în intervalele ultraviolete și razelor X este eliberată în numeroase regiuni localizate, identificate cu bucle de câmp magnetic. Regiunile în care radiația este slăbită (găuri coronale) sunt identificate cu configurații de linii de câmp magnetic deschise către spațiul exterior. Se crede că pârâurile își au originea în aceste zone

1. vântul solar.

Modelul structurii interne a Soarelui. Surse de energie solară.

Figura 57. Diagrama structurii soarelui.

Straturile exterioare ale Soarelui (atmosfera) sunt direct accesibile observațiilor. Prin urmare, au fost testate modele teoretice ale structurii lor. Modelele structurii interne sunt în mare parte teoretice. Au fost obținute prin extrapolarea condițiilor fizice, la suprafață și a caracteristicilor: mărime, masă, luminozitate, rotație, compoziție chimică.

Conform datelor geologice, vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Luminozitatea sa s-a schimbat puțin în ultimii 3 miliarde de ani. Pe parcursul acestor 3 miliarde de ani, Soarele a emis 3,6 * 10 44 J, adică fiecare kilogram din masa Soarelui a eliberat ~ 1,8 * 10 13 J de energie. O astfel de cantitate de energie, după cum au arătat calculele, nu poate fi furnizată de procese chimice și gravitație.

(energia gravitațională a Soarelui = 4*10 41 J). Singura sursă de energie posibilă, modernă, poate fi energia nucleară. Dacă pe Soare au loc reacții nucleare și inițial toată materia este hidrogen, atunci la luminozitatea actuală a Soarelui, energia nucleară ar fi suficientă pentru 170 de miliarde de ani. Pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc, este necesară o temperatură de aproximativ zece milioane de grade. În consecință, luminozitatea ridicată implică o temperatură ridicată în interiorul Soarelui. Conform observațiilor din fotosferă, temperatura crește odată cu adâncimea cu un gradient de 20 K la 1 km. Aceasta dă ~1,4*10 6 K în centru Temperatura poate fi estimată prin starea de echilibru hidrostatic, considerând materia solară un gaz ideal: presiunea gazului este echilibrată de forțele gravitaționale. Se dovedește ≈ 14 * 10 6 K în centru, care este de 3 ori mai mare decât media..

Începe cu un eveniment extrem de rar - β - dezintegrarea unuia dintre cei doi protoni în momentul apropierii lor deosebit de apropiate (14 * 10 9 ani).

În timpul dezintegrarii β, un proton se transformă într-un neutron cu emisia unui pozitron și neutrino. Combinându-se cu un al doilea proton, neutronul produce un nucleu de hidrogen greu - deuteriu. Pentru fiecare pereche de protoni, procesul are loc în medie în 14 miliarde de ani, ceea ce determină încetineala reacțiilor termonucleare asupra Soarelui și durata totală a evoluției acestuia. Transformările nucleare ulterioare au loc mult mai repede. Sunt posibile mai multe opțiuni, dintre care cel mai adesea ar trebui să apară ciocniri de deuteriu cu un al treilea proton și formarea de nuclee izotopice de heliu care, combinând și emitând doi protoni, dau nucleul heliului obișnuit. O altă reacție în condiții solare joacă un rol mult mai mic. În cele din urmă, duce și la formarea unui nucleu de heliu de patru protoni. Procesul este mai complex și poate avea loc numai în prezența carbonului, ale cărui nuclee intră în reacție în primele etape și sunt eliberate în ultima. Astfel, carbonul este un catalizator, motiv pentru care se numește întreaga reacție

ciclul carbonului.

În timpul reacțiilor termonucleare din adâncurile Soarelui, este eliberat sub formă de raze gamma dure. Pe măsură ce se deplasează spre suprafață, ele sunt reemise în mod repetat și rupte în cuante de energie inferioară. Procesul durează milioane de ani. Dintr-o cuantă γ se formează câteva milioane de cuante de lumină vizibilă, care părăsesc suprafața Soarelui.În timpul reacțiilor termonucleare, neutrinii sunt eliberați. Din cauza masei neglijabile si a lipsei de

sarcina electrica

Neutrinii interacționează foarte slab cu materia. Soarele trece aproape liber și zboară în spațiul interplanetar cu viteza luminii. Detectarea sa este dificilă, dar neutrinii pot oferi informații importante despre structura internă și condițiile din interiorul Soarelui și stelelor. Figura 58. Secțiunea schematică a Soarelui și a acestuia Sondele spațiale Voyager 1 și Voyager 2 sunt cele mai îndepărtate și mai rapide obiecte create de om. De câțiva ani zboară prin ele marginea sistemului solarși în curând va fi complet abandonat. Dar chiar înainte de a merge în sfârșit la stele, ei transmit date care schimbă înțelegerea noastră casa mare. Se pare că sistemul solar este înconjurat de spumă magnetică, ale căror bule gigantice nu numai că ne pot influența foarte mult protecția împotriva galacticii

Voyagers sunt în zbor de mai mult de 33 de ani . După multe descoperiri făcute în sistemul solar, acum. Dispozitivele au traversat deja unda de șoc heliosferică, în fața lor se află regiunea heliopauzei (limita de-a lungul căreia presiunea vântului solar și a mediului interstelar este echilibrată).

Voyager 1 a luat un avans ușor și acum este mai mult decât 17 miliarde km de pe pământ ( 116 unități astronomice , aceste. 116 distanțe de la Pământ la Soare), viteza sa este mai mare 60000 km/h , iar semnalul de la acesta merge pe Pământ aproximativ 14 ore . Dar chiar și de la o asemenea distanță, dispozitivele transmit date care duc la noi descoperiri.

Una dintre descoperiri se referă câmp magnetic solar . Dimensiunile câmpului magnetic solar sunt incomparabil mai mari decât cele ale pământului și depășesc cu mult limitele orbitelor planetare. Anterior, se credea că la granița sistemului solar totul este aranjat în mod obișnuit: mărimea câmpului magnetic scade, liniile de forță se îndoaie și revin înapoi la Soare. Acum se dovedește că nu este așa.

Câmpurile magnetice de la marginea sistemului solar sunt foarte slabe, așa că a durat mai mult de 4 ani pentru a se acumula suficiente date transmise de ambele Voyager. Când datele au fost în sfârșit disponibile și au fost construite modelele corespunzătoare, oamenii de știință au fost extrem de surprinși. S-a dovedit că limita magnetică a sistemului solar este o „spumă” de proporții gigantice . Fiecare „bulă” din această spumă are un diametru de aproximativ 1 a.u. (1 unitate astronomică = 150 milioane km). Voyager petrece 3-4 luni traversând o astfel de „bule”.

Motivul apariției „bulelor” magnetice este rotația Soarelui în jurul axei sale, drept urmare, la limita propagării lor, liniile magnetice „se încurcă” și reconectare. Efectul reconectarii magnetice era familiar astrofizicienilor înainte - acest efect este considerat sursa de energie pentru erupțiile solare (vezi descrierea efectului în comentarii), dar nu se așteptau niciodată să-l întâlnească la granița Solarului. sistem.

Liniile de câmp magnetic ale Soarelui sunt orientate în direcții diferite în emisferele sale diferite. Deoarece Axa câmpului magnetic este înclinată față de axa de rotație a Soarelui, câmpul său magnetic șerpuiește sub forma unei spirale complexe, împărțite în sectoare cu polarități diferite. Dincolo de limita undei de șoc, cu o scădere a vitezei vântului solar ( care umflă câmpul magnetic al Soarelui într-o bulă uriașă a heliosferei) distanțele dintre „pliurile” sale heteropolare scad brusc. Drept urmare, liniile câmpurilor magnetice sunt rupte, reconectate și noi secțiuni ale câmpului - bule magnetice - se desprind din spirală.

Ca rezultat al reconectarii, se formează câmpuri magnetice care sunt separate de câmpul magnetic „mamă” al Soarelui. Ele se „curg” în bule, parțial conectate între ele.

Dacă acesta este într-adevăr cazul (și datele despre câmpul magnetic transmis de la Voyagers se aliniază cel mai logic exact așa), atunci limita câmpului magnetic al Soarelui și, în consecință, sistemul nostru solar, nu seamănă cu o simplă „linie de coastă”, ci cu o linie de surf care separă „insula” noastră de oceanul materiei interstelare..

Și această nouă cunoaștere despre marginea sistemului nostru solar nu este atât de departe de viața noastră de zi cu zi pe cât s-ar putea crede. Ideea este că Câmpul magnetic al Soarelui protejează Pământul de diferiți „mesari” ai altor stele și galaxii, la fel cum câmpul magnetic al Pământului ne protejează de Soare. Și printre acești „mesageri” pot fi și alții foarte periculoși pentru viața pe Pământ - de exemplu, particule de înaltă energie, accelerat de exploziile supernovei și/sau trecând în apropierea găurilor negre...

Oamenii de știință se confruntă acum cu sarcina de a determina - Este o astfel de limită a câmpului magnetic al Soarelui o protecție mai fiabilă decât cea obișnuită? ? Sunt particulele încărcate, care zboară spre noi dincolo de sistemul solar, încetinite sau, dimpotrivă, accelerate și mai puternic în bule magnetice? Sau este spuma magnetică atât de slabă și atât de multe „găuri” în ea încât nu are practic niciun efect asupra razelor cosmice?...

Și o întrebare mai abstractă, dar nu mai puțin interesantă - dacă granița sistemului solar este atât de „complicată”, atunci în ce măsură suntem noi, fiind interior, sunt capabili să vadă ce este acolo exterior a Sistemului nostru Solar (în mod firesc, vorbim, în primul rând, despre imaginea electromagnetică a lumii)?...

Un videoclip creat de NASA vă va ajuta să vizualizați povestea descoperirii spumei magnetice:

CITEȘTE ȘI:

Informații necesare despre Soare.Soarele este o minge de plasmă, corpul central al nostru sistem solarși singura stea cea mai apropiată pe care o vedem nu ca un punct, ci ca un disc. Raza liniară a Soarelui esteR C=695990 km. Masa Soarelui esteM C=2 10 30 kg Temperatura din centru (miez) este de 15 milioane K. Densitatea miezului 1,6 10 5 kg. Deși nucleele atomilor sunt „ambalate” aici de aproximativ 1000 de ori mai dens decât în ​​metale, temperatură ridicată menține o substanță în stare gazoasă.

Conform datelor teoretice, Soarele s-a aflat în prezent în stadiul secvenței principale (în stadiul de transformare a nucleelor ​​de hidrogen în nuclee de heliu) timp de 4,6 10 9 ani și va continua să fie în acest stadiu pentru aproximativ aceeași perioadă de timp până la hidrogenul din miez este epuizat. Structura internă a Soarelui este prezentată în Fig. 1.

Stratul exterior al Soarelui, din care este emisă radiația optică pe care o primim, fotosfera este încălzită la 6000 K. Gazul din fotosferă este ionizat doar în proporție de 0,1%, dar acest lucru este suficient pentru ca conductivitatea electrică să fie ridicată. Deasupra și dedesubtul fotosferei, gazul este aproape complet ionizat, deci conductivitatea este și mai mare. Deasupra fotosferei se află atmosfera superioară a Soarelui. Este împărțit în partea inferioară - cromosferă, cu o grosime de câteva mii de km, cu o temperatură de 6 10 3 - 10 4 K, mijlocul, regiunea de tranziție cu o tranziție bruscă a temperaturii de la 10 4 la 10 6 K și coroana - o atmosfera exterioară extinsă, încălzită în medie până la 2 milioane K și tranziție lină în mediul interplanetar. Direct sub fotosferă se află zona convectivă a Soarelui, în care energia din interior este transferată spre exterior în principal prin convecție. Convecția la Soare este foarte dezvoltată, seamănă cu fierberea violentă la o scară gigantică și se manifestă în fotosferă sub formă de granulații și supergranulații. Sub zona convectivă se află cea mai lungă regiune, zona de transfer de energie radiativă, iar sub ea se află miezul Soarelui. Perioada medie de rotație a stelei noastre este de 27 de zile pământești. Rotația este diferențială.

Câmpurile magnetice ale Soarelui. Pe Soare și pe corpurile cerești mai îndepărtate, câmpurile magnetice sunt măsurate doar indirect. Acest lucru a fost făcut pentru prima dată de D. Hale în 1908, care a descoperit că petele solare conțin câmpuri magnetice de până la 0,3 Tesla (3000 Gauss). El a fost primul care a descoperit existența magnetismului dincolo de Pământ. Câmpurile mai slabe sunt măsurate de un magnetograf inventat de G. Babcock, care face posibilă măsurarea componentei longitudinale (de-a lungul liniei de vedere) a inducției câmpului magnetic, egală cu aproximativ 10 -4 T (1 G) și chiar mai puțin. Observațiile pe termen lung au arătat că câmpurile magnetice puternice există doar în așa-numitele regiuni active ale Soarelui - în petele solare, unde inducția magnetică este de ordinul zecimii de Tesla (mii de Gauss). În altă parte, câmpurile de 0,1 – 0,2 mT (1 – 2 G) sunt tipice. În regiunile circumpolare, câmpul magnetic are o structură apropiată de un dipol cu ​​poli magnetici care coincid aproximativ cu axa de rotație. În latitudinile temperate ale Soarelui (| φ |<=50 о) преобладают биполярные (двуполярные) области, вытянутые вдоль экватора и униполярные (однополярные) области. O trăsătură caracteristică a câmpurilor magnetice solare s-a dovedit a fi aceea că modificările de polaritate au o periodicitate de 11 ani. Astfel, ciclul complet de inversare a câmpurilor magnetice solare (denumit în continuare MFC) este de aproximativ 22-23 de ani. Cea mai frapantă manifestare observațională a ciclului de 11 ani sunt variațiile periodice ale numărului de regiuni active (pete) de pe Soare. Un nou ciclu de activitate solară începe cu faptul că în perioada numărului minim de pete solare apar regiuni active la latitudini heliografice ±30 o. În plus, pe măsură ce ciclul progresează, latitudinea medie a petelor solare scade la zero. Diagrama rezultată a distribuției petelor solare în funcție de latitudine în funcție de timp seamănă cu fluturi. Aceștia sunt adesea numiți „fluturi” de către Maunder, după numele omului de știință care a construit pentru prima dată o astfel de relație (Fig. 2).

Aspectul părților exterioare ale coroanei solare depinde în mare măsură de faza activității solare. În perioadele de activitate solară minimă, corona are un aspect simetric „netezit” (Fig. 3), iar în perioadele de maximă, un aspect mai complex „dezordonat”.

La începutul secolului XX, cercetătorii solari au introdus conceptul de longitudini active. Vorbim despre existența unor intervale longitudinale separate de 30–40 o, care prezintă activitate crescută pe parcursul mai multor (de la 1 la mai multe) cicluri solare de 11 ani. De asemenea, a fost posibil să se stabilească că aceste longitudini active nu sunt legate de rotația diferențială a Soarelui.

Timp de aproximativ 70 de ani (din 1645 până în 1715) practic nu au existat pete solare. Acest fenomen se numește minim Maunder. Folosind metoda radiocarbonului, a fost posibil să se stabilească că minime similare de adâncime și durată mai mare sau mai mică au avut loc anterior la fiecare câteva secole. Cu toate acestea, în ciuda absenței petelor solare, perioadele de 11 ani de magnetism solar s-au manifestat în continuare.

De la descoperirea MPS, au fost propuse o serie de modele ipotetice pentru generarea acestor câmpuri. Aceste modele pot fi împărțite aproximativ în trei tipuri de ipoteze. Tipul 1: cele care sugerează cauze ale activității solare dincolo

Soare; Tipul 2: cele care sugerează cauzele activității solare în Soare însuși și tipul 3 sunt intermediare. Ultimul cuvânt în modelele ipotetice este ceea ce susținătorii săi numesc „teoria dinamului dominant”, care se bazează pe amplificarea unui câmp magnetic neglijabil prin fluxuri asimetrice (vârtejuri) ale unui mediu conductiv electric. Pentru o claritate deplină, iată un citat din, care explică procesele dinamului într-o formă simplificată: „nu orice tip de mișcare a unui mediu conductor electric poate duce la o creștere a câmpurilor magnetice. După cum au arătat studiile speciale, nicio mișcare simetrică, redusă la bidimensională sau central simetrică, axial simetrică sau simetrică în oglindă, nu poate duce la o creștere stabilă a câmpului și, în cele din urmă, să provoace disiparea (dispariția) acestuia. Tipul de mișcări care pot duce la îmbunătățirea câmpului este prezentat schematic în Fig. 4. Să ne imaginăm tubul magnetic original (o substanță cu un câmp înghețat în el) sub forma unui tor (1). Dacă mișcările materiei sunt de așa natură încât, întinzând torul, îl răsucesc într-o „figura opt” (2), apoi pliază această „figura opt” în două inele (3), astfel încât rezultatul este un tor al aceleași dimensiuni ca la început, atunci intensitatea câmpului va deveni de două ori mai mare decât în ​​situația inițială (1), păstrând în același timp geometria câmpului.” Cu toate acestea, în această grămadă de evenimente aleatorii, este greu de imaginat că acest tip de mișcare va merge exact în direcția corectă.

Esența modelului MPS propus.În această lucrare, autorul propune un model teoretic alternativ conceput pentru a descrie generarea și dezvoltarea inversă-ciclică a MPS. Acest model, fiind universal, se încadrează în mod logic în datele și faptele existente ale magnetismului solar și nu necesită condiții speciale pentru implementarea sa. Condițiile necesare sunt prezența rotației corpului ceresc în jurul axei sale, existența unor straturi conductoare în grosimea lui și a unui câmp magnetic germen (extern sau intrinsec).

Dacă o bilă conducătoare (Soarele) se rotește în jurul propriei axe într-un câmp magnetic (câmp prim) având o componentă a vectorului de inducție B o, îndreptată de-a lungul axei de rotație de la sud la nord (Fig. 5, a), apoi pentru fiecare sarcină (electron, proton, ion) aflată în ea și care se rotește odată cu aceasta, cu o viteză liniară

v = ω · r

forța Lorentz acționează pe partea câmpului magnetic al semințelor

F = q · v · B o · păcat α

Unde ω - viteza unghiulara de rotatie, r – distanta de la axa de rotatie la sarcina q . Colţ α = 90 º deoarece vectori v Şi B o perpendiculară. Prin aplicarea regulii corespunzătoare (a mâinii stângi), este ușor de verificat că această forță separă sarcinile libere, negative pe axa de rotație și pozitive către marginea exterioară a bilei rotative. Ca urmare a acțiunii pe termen lung a acestor forțe asupra sarcinilor libere dintr-un corp rotativ, se formează două regiuni inelare sub formă de cilindri concentrici goali, având sarcini opuse necompensate, negative. Q– (inel interior) lângă axa de rotație și pozitiv Q+ (inelul exterior) marginile mingii (corpul ceresc) cele mai îndepărtate de axa de rotație (Fig. 5, a). Aceste zone au încărcături totale necompensate de semn opus, egale ca mărime

| Q + | = | Q – | .

Când un corp ceresc se rotește în jurul propriei axe, aceste regiuni, rotindu-se odată cu el, creează curenți inelari concentrici în direcția opusă ( eu + – de la vest la est şi eu – – de la est la vest).

eu + = Q + / T; eu – = Q – / T,

Unde T– perioada de rotație. Acești curenți inelari își vor crea propriile câmpuri magnetice cu vectori de inducție B+ și B- respectiv. După ce s-au determinat direcțiile curenților inelar și câmpurile lor (regula gimlet), este ușor de verificat dacă direcțiile vectorilor B + , B- Și B o în intervalul dintre curenții inelului I+ Şi eu - coincid și se întăresc reciproc, prin urmare, ele contribuie la separarea suplimentară a sarcinilor și la o creștere a forțelor de respingere magnetice (legea lui Ampere) între acești curenți inelari de sens opus. Rețineți că, împreună cu câmpul magnetic, va apărea și un câmp electric, contracarând separarea sarcinilor. Totuși, acest câmp electric va fi aproape complet protejat de substanța foarte conductivă a plasmei solare care separă regiunile inelare. Astfel, acest mecanism rămâne „viabil” chiar și în absența unui câmp de semințe B o. În acest caz, valoarea vectorului de inducție B câmpul magnetic propriu al unui corp ceresc rotativ (minge) în fiecare punct din spațiu în afara și în interiorul bilei este determinat de suprapunerea vectorilor B+ și B– . În viitor, principala condiție necesară pentru existența și dezvoltarea propriului câmp magnetic al unui corp ceresc devine doar prezența rotației sale în jurul propriei axe.

Să analizăm existența și dezvoltarea ulterioară a acestui model de generare a câmpului magnetic în raport cu condițiile solare. Deci avem doi curenți inelari eu + Şi eu – în plasma conducătoare a Soarelui (Fig. 5, a). Pe măsură ce sarcinile se acumulează, cresc forțele de repulsie magnetică între curenții inelului (legea lui Ampere), precum și forțele de repulsie electrică între sarcinile apropiate cu același nume în interiorul fiecărui inel (tendința unei sarcini necompensate spre suprafața unui mediu conductor). ). Acțiunea rezultată a acestor forțe pe o perioadă lungă de timp va duce la o creștere a diametrelor ambelor regiuni inelare și la o intrare treptată a regiunii inelare exterioare. Q+ în zona convectivă, unde capetele sale nordice și sudice vor începe să distrugă procesele convective. În același timp, în interiorul cavității suficient de extinse a inelului interior Q– , sub influența aceleiași forțe Lorentz, va începe să apară o nouă regiune inelală (sămânță) cu o sarcină pozitivă necompensată q+ în jurul axei de rotație a Soarelui, adică. se naște un nou curent inelar J + (Fig.5, b). Rețineți că originea acestui curent inel este începutul inversării MBL în viitor.

Numărul de sarcini din acest inel de nucleare q+ crește treptat, câștigând putere și extinzându-se în diametru. Creșterea numărului de taxe în această zonă q+ este însoțită de o scădere simultană a acestora în regiunea externă Q+ din cauza

pierderi datorate distrugerii lor prin procese convective. În această perioadă, echilibrul sarcinilor solare este în general menținut și este exprimat ca

| Q – | = ‌| Q + | + | q + ‌| .

Astfel, în această perioadă, în bila solară se formează trei curenți inelari concentrici eu + , eu – Şi J + , care creează câmpuri magnetice cu vectori de inducție B + , B- Și b+ în consecință. Odată cu dezvoltarea în continuare a MPS, extinderea inelelor va duce la intrarea treptată a inelului exterior Q+ mai întâi în zona convectivă, apoi (prin procesul de formare a petelor) și prin fotosferă până la marginea exterioară a părții care se rotește activ a atmosferei solare, până la distrugerea completă a acesteia prin procese convective și alte procese ale Soarelui (Fig. 5). , c, d). Până în acest moment zona inelară q+ va deveni un curent inel cu drepturi depline, iar numărul de încărcări din acesta va atinge nivelul numărului de încărcări din inel Q– adică,

| Q – | = | q + | .

Aceasta completează prima parte de 11 ani a ciclului de inversare a câmpului principal (dipol) al Soarelui, care este jumătate dintr-un ciclu complet de 22 de ani (Fig. 5, e). Scenariul pentru dezvoltarea continuă și inversă-ciclică a MPS trebuie să fi devenit deja clar pentru cititor. Este însoțită de extinderea inelelor Q- Și q + , formarea unui nou inel germinal q – în jurul axei Soarelui cu o sarcină negativă necompensată (Fig. 5, e) și repetarea ciclică ulterioară a procesului. Într-un cuvânt, cursul acestui proces este, în general, similar cu dezvoltarea ciclică inversă a câmpului magnetic al Pământului, luând în considerare corecțiile pentru diferențele în structura internă și a altor parametri ai Soarelui și a atmosferei sale. Suportul matematic pentru acest model MPS este, de asemenea, similar cu cel de pe Pământ, care este dat în detaliu în și, prin urmare, nu este dat aici. Aceasta este o scurtă descriere a modelului câmpului magnetic principal al Soarelui (numit uneori dipol sau poloidal), care are o continuă dezvoltare invers-ciclică. Pe lângă acest câmp magnetic principal pe Soare, se observă câmpurile magnetice menționate mai sus ale petelor solare, mecanismul apariției lor este discutat în paragraful următor.

Formarea petelor solare. Orice model dedicat explicării MBL trebuie să conțină o descriere a procesului de formare a petelor solare (denumite în continuare pete solare). Pentru a face acest lucru, să ne întoarcem la câteva procese binecunoscute care au loc în atmosfera Pământului - vârtejuri (cicloni, taifunuri, tornade, tornade). Compararea parametrilor atmosferei terestre cu parametrii atmosferei solare, inclusiv zona convectivă (putere verticală, temperatură ridicată, fierbere fierbinte), oferă încredere deplină că în atmosfera solară există vârtejuri (să le numim tornade solare) de dimensiuni gigantice si corespunzatoare parametrilor puterii atmosferei solare sunt fenomene care apar frecvent. În acele perioade în care aceste tornade solare implică părți ale regiunilor inelare cu sarcini necompensate (Fig. 5, b–e), rotația foarte puternică a sarcinii necompensate în tornadă creează câmpuri magnetice puternice (în plus față de câmpul dipol principal) . Acest proces se observă în fotosfera solară sub formă de pete. Autorul atribuie culoarea închisă a petelor nu unei scăderi a temperaturii ca în , ci lipsei de posibilitate de recombinare (încărcări) ionilor din cauza separării foarte puternice a sarcinilor prin rotația rapidă a plasmei într-un puternic magnetic magnetic. câmp (forța Lorentz). Autorul este de asemenea de părere că câmpurile magnetice din petele solare sunt câmpuri locale și virtuale (temporare). Aceste câmpuri sunt doar indirect legate de principalul câmp magnetic (dipol) al Soarelui în curs de dezvoltare ciclică inversă. Ele apar atunci când o regiune inelă cu o sarcină necompensată este combinată cu o tornadă solară corespunzătoare care a „înghițit” o bucată din această regiune inelă, prin urmare, nu sunt cauzate de tuburile magnetice general acceptate ale unui câmp toroidal înghețat; nu există deloc câmp toroidal. Este important de înțeles aici că nu toate tornadele pot forma pete, ci doar cele care au „înghițit” o bucată de sarcină necompensată din regiunea inelului. Toate fenomenele însoțitoare din jurul unei pete solare sunt asociate cu procesele de dezvoltare și extincție a tornadei corespunzătoare în condiții reale de temperaturi ridicate, mișcări rapide și fierbere fierbinte. Dacă cel de-al doilea capăt (coada) al unei tornade atinge sau nu atinge (rămâne mai jos sau deasupra), fotosfera este, desigur, decisă de procesele corespunzătoare din atmosfera solară. Pe de altă parte, vârtejurile solare pot fi fie ascendente (începând din zona convectivă) fie descendentă (începând din cromosferă). Acest lucru creează dificultăți suplimentare în explicarea proceselor observate. Petele pot fi observate în grupuri, deoarece vortexurile secundare mai mici se formează adesea în apropierea tornadei mari principale. Pentru a înțelege mai bine aceste procese, ar trebui să studiem mai profund vârtejurile terestre (cicloane, taifunuri, tornade, tornade) care ne sunt mai accesibile. Ele trebuie să fie supuse acelorași legi ale naturii. Se știe că direcția de rotație a vârtejilor mari terestre în diferite emisfere ale Pământului este diferită. În emisfera nordică este în sens invers acelor de ceasornic, iar în emisfera sudică este în sensul acelor de ceasornic privită de sus. Această lege a naturii se aplică și vârtejurilor solare. Această poziție explică faptul că câmpurile magnetice ale petelor solare principale din emisferele nordice și sudice ale Soarelui au direcții opuse. De asemenea, prin înțelegerea proceselor din petele solare, face posibilă ajungerea la o concluzie inversă foarte importantă că direcția de rotație a vârtejurilor (poate procesul de formare a vârtejurilor) este determinată de câmpul magnetic principal al corpului ceresc.

Diagrama fluturelui lui Maunder. A trecut mai bine de un secol de când astfel de diagrame au fost obținute pentru prima dată, dar natura acestor diagrame periodice cu fluturi rămâne un mister până astăzi. Totuși, dacă luăm în considerare procesele din punctul de vedere al modelului propus de autor, atunci explicațiile pentru aceste diagrame „vin” de la sine (Fig. 5). La urma urmei, pete se pot forma numai în acele curele în care regiunea inelară în expansiune vine în contact cu o sarcină necompensată sub forma unui cilindru gol cu ​​zona convectivă. În procesul de expansiune a regiunilor inelare, în timp, de ambele părți ale ecuatorului, latitudinile acestor centuri scad. Ciclul se termină atunci când zona convectivă sfărâmă complet regiunea inelului în expansiune cu o sarcină necompensată (vezi Fig. 5, conectându-se vertical cu Fig. 6) și latitudinile acestor curele ajung la zero. Și până în acel moment, regiunea inelului care se extinde cu sarcina necompensată opusă a reușit deja să se apropie de zona convectivă din părțile latitudinilor mai mari (Fig. 5, e) și procesul se repetă în următorul ciclu al petelor solare de 11 ani. .

Longitudini active. Descrierea modelului propus de mai sus a fost realizată pentru cazul ideal al proceselor solare, unde regiunile inelare cu sarcini necompensate sunt suprafețe cilindrice goale simetrice de formă regulată. Cu toate acestea, în procesul real, aceste regiuni inelare sunt departe de a fi ideale (inele gri 2, 3 în Fig. 7). Fenomenele de longitudini active sunt cauzate de asimetria și grosimea neuniformă a regiunii inelului exterior cu o sarcină necompensată, ale cărei neajunsuri vor fi preluate („moștenite” prin câmpul magnetic) de regiunile inelului interior nou formate. Astfel, cauzele fundamentale ale acestor nereguli sunt localizate în regiunile interne ale nucleării inelului (Fig. 5) și, prin urmare, nu sunt asociate cu rotația diferențială. Mai mult, longitudinile care coincid cu cele late zonele inelului exterior (marcate cu cercuri în Fig. 7) ar trebui să prezinte o activitate mai mare decât alte zone. Din cele de mai sus rezultă că longitudinile active se manifestă în mai multe cicluri de 11 ani, deoarece cauzele lor fundamentale sunt „moștenite” și sunt situate în zonele apropiate de axa Soarelui, de unde provin regiunile inelare cu sarcini necompensate.

Activitate solară minimă. „Clima” solară, la fel ca și cea a pământului, se pare că poate fi sever (activ) sau liniștit (fără tornade) uneori. Dacă nu există tornade solare mari, prin urmare, nu există pete solare, pentru că... în procesul de formare a petelor, este necesar să se combine tornada cu o parte a regiunii inelare cu o sarcină necompensată. În perioadele de activitate solară minimă, absența tornadelor mari nu înseamnă calm absolut, deoarece... În aceste perioade, distrugătorii regiunilor inelare sunt curentul convectiv fierbinte și vortexurile relativ mici (neobservabile de pe Pământ), care creează câmpuri magnetice de la zeci la sute de Gauss. În aceste perioade de relativ calm, toate celelalte procese, cu excepția tornadelor (principalul câmp magnetic invers-ciclic (dipol) al Soarelui și ciclurile sale de 11 și 22 de ani) decurg fără nicio caracteristică specială.

Concluzii. Scopul principal al acestei lucrări este de a informa experții de frunte în domeniul astrofizicii și alți cititori despre modelul propus de autorul generării și dezvoltării continue invers-ciclice a câmpurilor magnetice solare, care se pretinde a fi o descoperire științifică. Acest punct de vedere se bazează pe legile fundamentale ale electrodinamicii și, potrivit autorului, se bazează pe un nou fenomen (efect) - generarea propriului câmp magnetic al corpurilor conductoare care se rotesc în jurul propriei axe într-un mod extern sau propriu ( prim) câmp magnetic, datorat separării sarcinilor sub influența forțelor Lorentz . Acest fenomen pune în lumină multe fapte ale magnetismului solar, cum ar fi inversiunile MBL, formarea petelor solare și diagrame „fluture”, longitudini active etc., considerate până acum misterioase. Acest punct de vedere este universal pentru a descrie magnetismul planetelor și stelelor.

Ca orice stea obișnuită, Soarele este o bilă gigantică autogravitativă de plasmă fierbinte - adică un gaz cu un conținut predominant de particule încărcate (electroni, ioni etc.). Aceste particule se deplasează în plasma fierbinte la viteze foarte mari. Acolo unde există particule încărcate în mișcare (curent electric), există și un câmp magnetic. Cu cât sarcina se mișcă mai repede, cu atât câmpul magnetic este mai puternic. Câmpurile magnetice sunt astfel însoțitori constanti ai vieții stelelor, inclusiv a Soarelui. Ele controlează, de asemenea, multe manifestări ale activității stelare: erupții, ejecții de materie și formarea de pete.

Soarele are un câmp magnetic la scară mare care se învârte încet în jurul său datorită rotației sale. „Forța” acestui câmp pe suprafața Soarelui este în medie de aproximativ 1 gauss (o unitate de măsură a inducției magnetice - o mărime vectorială care denotă puterea caracteristică a câmpului magnetic într-un anumit punct din spațiu). Acest lucru poate fi comparat cu câmpul magnetic de pe suprafața Pământului. Uneori, în anumite zone ale suprafeței Soarelui, câmpurile magnetice pot crește - acest lucru duce la erupții și provoacă ejecții de masă coronară - substanțe din scoarța solară (straturile exterioare ale atmosferei Soarelui). Când aceste fluxuri rapide de plasmă ajung în magnetosfera Pământului, ele provoacă aurore, furtuni magnetice și alte fenomene care afectează viața oamenilor. De aceea, studiul câmpurilor magnetice ale Soarelui este considerat nu numai o sarcină pur științifică, ci și aplicată.

Mihail Nagy / Ploaie

Petele întunecate de pe suprafața Soarelui sunt, de asemenea, o manifestare a unei creșteri locale a câmpului magnetic al stelei. Aceste pete sunt regiuni ale fotosferei Soarelui (stratul atmosferei stelare care produce cea mai mare parte a radiației) cu o temperatură scăzută. Observarea petelor solare și studierea câmpurilor lor magnetice este una dintre sarcinile de zi cu zi ale heliofizicii moderne (o ramură a astrofizicii care studiază problemele din fizica Soarelui). Acest lucru este realizat de observatorul spațial japonez Hinode, lansat pe orbită în 2006. Cu ajutorul acestuia, în 2014, angajații Observatorului Național Astronomic Japonez au observat una dintre perechile de pete vizibile atunci pe Soare (NOAA 11967).

Oamenii de știință au observat o pereche de pete, care au făcut posibilă măsurarea mărimii câmpului magnetic în diferite părți. Ei au descoperit că în centrul petelor solare mai mari, câmpul era de aproximativ patru mii de ori mai mare decât media Soarelui. Cu toate acestea, dacă acest lucru era de așteptat, atunci inducția (puterea caracteristică a câmpului magnetic) s-a dovedit a fi și mai mare și s-a ridicat la un record de 6250 Gauss.

Care este paradoxul descoperirii, cum l-au explicat oamenii de știință și care este importanța deosebită a cercetării Citiți materialul „Cel mai puternic câmp magnetic de pe Soare a fost găsit acolo unde nu se așteptau” din proiectul științific de popularitate „Elemente? .”

Câmpurile magnetice ale Soarelui și Stelelor

Magn. câmpurile sunt prezente, aparent, pe toate stelele. Pentru prima dată mag. câmpul a fost descoperit pe cea mai apropiată stea de noi - Soarele - în 1908 de către Amer. astronomul J. Hale, care a măsurat spectrul de scindare Zeeman. linii în petele solare (vezi). Conform modernului măsurători, max. tensiune magnetică câmpuri spot 4000 E. Câmpul din pete este o manifestare a câmpului magnetic azimutal general. câmpuri ale Soarelui, ale căror linii de câmp au direcții diferite în emisferele nordice și sudice ale Soarelui (Fig. 1). În 1953, Amer. astronomul X.W. Babcock a descoperit o componentă dipol mult mai slabă a magnetului solar. câmpuri (~1 Oe) cu mag. moment orientat de-a lungul axei de rotație a Soarelui (fig. 2). În anii 70 secolul al XX-lea a reușit să detecteze aproximativ aceeași componentă slabă în intensitate non-axisimetrice la scară largă a magnetului solar. câmpuri. S-a trezit conectată la un magnet interplanetar. un câmp având direcții diferite ale componentelor radiale în spații diferite. sectoare (vezi), care corespunde unui cvadrupol pe Soare, a cărui axă se află în planul ecuatorului solar (Fig. 3). De asemenea, a fost observată o structură cu două sectoare corespunzătoare unui dipol. În general, magul la scară largă. Câmpul Soarelui pare destul de complex. O structură de câmp și mai complexă a fost descoperită la scară mică. Observațiile indică existența câmpurilor la scară mică asemănătoare unui ac cu puteri de până la 2000 Oe. Câmpuri magnetice la scară mică. câmpurile sunt, de asemenea, asociate cu celule convective (vezi), observate la suprafața Soarelui. Magn. Câmpul Soarelui nu rămâne neschimbat. Câmpul axisimetric pe scară largă se modifică cvasi-periodic cu o perioadă de cca. 22 de ani (). În acest caz, la fiecare 11 ani are loc o inversare a componentei dipolului și o schimbare a direcției câmpului azimutal. Componenta sectorului neaxisimetric a câmpului variază cu cca. cu perioada de revoluție a Soarelui în jurul axei sale. Mag. la scară mică. câmpurile se schimbă neregulat, haotic.

Magn. câmpul este neimportant pentru echilibrul Soarelui; starea de echilibru este determinată de echilibrul forțelor gravitaționale și al gradientului de presiune. Dar toate manifestările activității solare sunt asociate cu magnetismul. câmpurile ( , ). Magn. Câmpul joacă un rol decisiv în crearea și încălzirea (până la milioane de grade). Observații făcute în spațiu. Stația Skylab (SUA, 1973-1974), a arătat că iluminat în UV și raze X. intervale, energia este eliberată în numeroase. zone localizate identificate cu bucle magnetice. câmpuri. Pe de altă parte, zonele în care radiația este semnificativ slăbită () sunt identificate cu cele deschise spre exterior. configurații spațiale magnetice. linii electrice. Se crede că fluxurile rapide provin din aceste zone.

Toate stelele, cu excepția Soarelui, sunt atât de îndepărtate de noi încât sunt percepute ca obiecte punctuale. Prin urmare, direct. Observațiile stelelor îndepărtate fac posibilă determinarea intensității magnetice. câmpuri mediate pe suprafața stelei și spune puțin despre configurația (geometria) câmpului. Cantitatea relativ mică de lumină primită de la stelele îndepărtate permite detectarea doar a câmpurilor magnetice suficient de puternice folosind efectul Zeeman. câmpuri. În acest fel, s-a putut descoperi un grup special de stele cu câmpuri puternice (până la E) - . Numărul de stele care au un câmp magnetic. Câmpul înregistrat prin metoda Zeeman directă este mic (câteva sute).

Existența magnetului. câmpurile din alte stele pot fi dovedite prin metode indirecte. Stelele din secvența principală au cromosfere. Pentru mai mult de zece astfel de stele, a fost posibil să se urmărească ciclul stelar (similar cu ciclul solar) prin observarea modificărilor intensității liniilor cromosferice de Ca. Au fost descoperite și studiate stele (cum ar fi BY Draconis), a căror suprafață este acoperită cu pete în proporție de 20-30%. Petele solare nu acoperă mai mult de 2% din suprafață. Observațiile cu raze X efectuate de la stația NEAO-2 (1980, SUA) au făcut posibilă detectarea coroanelor fierbinți într-un număr mare de stele din diferite clase spectrale, de la cele mai fierbinți stele 0 și B până la pitice reci din clasele K , M. Deoarece totul pe Soare Fenomene similare sunt asociate cu prezența magnetismului. câmpuri, aceste fapte pot fi considerate drept dovezi ale prezenței câmpurilor magnetice. câmpuri pe alte stele. Intensitatea și geometria câmpurilor, desigur, pot fi evaluate doar indirect. Cu toate acestea, este cunoscută steaua Boo (G 8), pentru care, alături de dovezile indirecte enumerate mai sus, câmpul (E) a fost înregistrat și direct din efectul Zeeman. Acest lucru ne convinge de corectitudinea concluziei generale despre magnetismul stelelor.

Magneți foarte puternici. Un număr de stele situate în incintă au zerouri. stadii de evolutie. Pentru unii, după cum arată observațiile privind polarizarea circulară a radiației lor continue, intensitatea câmpului atinge 10 6 -10 8 Oe și câmpuri magnetice mai puternice. câmpurile sunt asociate cu stelele neutronice care se rotesc rapid -. Sursa energiei pulsarului este rotația stelei neutronice. Magn. domeniul fenomenelor o legătură de transmisie care transformă energia de rotație a unei stele în energie de particule și radiații. Potrivit estimărilor, pentru a explica efectele observate, intensitatea câmpului de pe suprafața stelei ar trebui să atingă ~ 10 12 Oe.

Magneți foarte puternici. câmpuri au fost descoperite și în stele neutronice care fac parte din sistemele de stele binare. Un exemplu este o stea neutronică, care apare ca un sistem binar. Gaz ionizat din norma. stea cade pe o stea neutronică. Magn. Câmpul unei stele neutronice încetinește gazul de lângă suprafață, ceea ce compară gazul și câmpul magnetic. presiune și o direcționează către câmpul magnetic. polii stelei, unde iradiază gazul. Modelele cu un câmp puternic (10 10 -10 13 Oe) satisfac observațiile. În funcție de mărimea magnetului. câmpuri, debitul de gaz și parametrii sistemului, radiografia de ieșire. radiaţia capătă o anumită direcţie şi polarizare. Un studiu al modelelor de directivitate și polarizare ne va permite să tragem concluzii despre mărimea și geometria magnetului. câmpuri de stele. Pentru a studia direct aceste domenii, se folosește un spectru. linii (giroline) cauzate de emisia de electroni într-un câmp magnetic. câmp (vezi). Girolina a fost detectată, de exemplu, în raze X. spectrul pulsarului Her X-1 [magn. câmpul E]. Interpretarea girolinei în spectrele surselor a făcut posibilă demonstrarea că sursele de izbucniri de fenomene. stele neutronice cu intensitate magnetică. câmpuri E.

După cum a arătat V.L Ginzburg, neîncărcat nu ar trebui să aibă un mag. domeniu. Când o stea se prăbușește, mag. momentul dipol și momentele de ordin superior dispar asimptotic. Cu toate acestea, mag. câmpurile joacă aparent un rol semnificativ în procesele care au loc în vecinătatea găurilor negre. În special, conform teoriilor existente, în sisteme stelare binare, una dintre componentele cărora fenomene. gaura neagra, cu ajutorul unui magnet. în câmp, momentul unghiular al gazului care cade pe gaura neagră poate fi transferat și, prin urmare, se formează un disc care emite raze X. gamă.

Stelele se formează din gazul interstelar pătruns de câmpuri magnetice. domeniu. Cea mai simplă soluție a problemei (abordare evolutivă), care constă în faptul că câmpurile observate ale stelelor sunt un produs al comprimării câmpului inițial, se dovedește a fi insuficientă. Adiabatic. compresia gazului, neînsoțită de o pierdere, ar duce la câmpuri prea puternice, întrucât cf. Densitatea unei stele obișnuite de tip solar este mai mare decât densitatea mediului interstelar cu cca. de 10 24 de ori. Coeff. adiabatic Câștigul de câmp în acest caz este egal cu 10 16, adică. un câmp interstelar de ~ 10 -6 Oe s-ar transforma într-un câmp cu o putere de 10 10 Oe, ceea ce contrazice observațiile. Evoluţie. abordarea originii magneților. câmpuri, aparent, este valabil doar pentru anumite tipuri de stele (stele magnetice, pulsari, eventual pitice albe). Pentru majoritatea stelelor, câmpul dispare și este restabilit în timpi scurti față de timpii caracteristici. Astfel de schimbări rapide nu pot fi explicate prin disipare ohmică (amortizare Joule, vezi) sau evoluție. schimbari. Ele apar ca urmare a transformării magnetice. câmpuri aflate sub influența mișcărilor materiei înalt conductoare a stelelor. Câmpul este schimbat cel mai eficient prin rotație neomogenă și mișcări convective (vezi.