Šta je zamrznuto magnetno polje sunca. Astrofizičari su pronašli najjače magnetno polje na Suncu u istoriji mjerenja

Prisustvo zajedničkog dipolnog magnetnog polja na Suncu (kao i na planetama) je čvrsto utvrđena činjenica. Također je poznato da se mijenja i po veličini i po smjeru. Ove promjene su sinhronizovane sa promjenom solarne aktivnosti, koju karakterizira broj sunčevih pjega na vidljivoj površini Sunca, ali pomjerene u fazi za 90°. Promjena polariteta njegovog općeg magnetnog polja, zabilježena na njegovim polovima, kada je intenzitet 0, događa se u epohama maksimalne sunčeve aktivnosti, a njegov maksimalni intenzitet - oko 1 Gauss - zabilježen je u epohama minimalne sunčeve aktivnosti. Postojanje ovog odnosa je nesumnjivo zbog njegove očiglednosti, ali njegova fizička suština nije jasna. Kao što američki astrofizičar E. Gibson piše u svojoj knjizi “The Calm Sun”: “Zbog izdajničke zamršenosti fizičke slike, ovdje je teško razlikovati uzroke od posljedica... Opće magnetsko polje Sunca nema dobro definirana (konstantna) osa i nije simetrična. Stoga se ne može smatrati da ga stvara neka vrsta dipola koji se nalazi na Suncu. Ovo mišljenje je opravdano, jer se često dešavaju slučajevi da se tokom cijele godine istovremeno bilježi prisustvo ili samo južnog ili samo sjevernog magnetskog pola njegovog zajedničkog magnetskog polja na oba heliografska pola Sunca. Na osnovu razjašnjenog mehanizma diferencijalne rotacije Sunca, koji se zasniva na padu kosmičkih tela na Sunce, omogućava otkrivanje prirode njegovog opšteg magnetnog polja. Argument treba posmatrati kao pojašnjenje fizičke suštine odnosa opšteg magnetnog polja Sunca sa sunčevom aktivnošću kroz pojavu diferencijalne prirode njegove rotacije. Čuveni engleski fizičar Ampere je tvrdio da magnetsko polje Zemlje stvara električna struja koja teče u zapremini Zemlje oko njene ose rotacije. Još uvijek nije poznato da li je to tako i kako se to događa, s obzirom na činjenicu da se Zemljino magnetsko polje mijenja i po veličini i po smjeru. Vratimo se sada na magnetno polje Sunca, na osnovu Amperove izjave o Zemlji. Prisutnost sinhronizacije procesa solarne aktivnosti, njegove diferencijalne rotacije i prirode promjene magnetskog polja omogućava nam da konstatujemo sljedeće. Ugaona brzina vidljive površine Sunca mijenja se s učestalošću promjena sunčeve aktivnosti. Povećava se kada se smjer kretanja velikih kosmičkih tijela koja na njega padaju poklopi sa smjerom rotacije Sunca, a smanjuje se kada ova tijela padaju prema njegovoj rotaciji. Takve promjene ugaone brzine ne nastaju u cijelom volumenu Sunčeve supstance, već samo u onom njenom dijelu koji je uz vidljivu površinu, gdje interakcija s ovim dijelom Sunčeve supstance nastaje iz materije kosmičkih tijela. pada na njega. Na osnovu toga, može se tvrditi da dio sunčeve tvari, koji se nalazi bliže centru Sunca, zadržava svoju ugaonu brzinu nepromijenjenu, budući da ne doživljava vanjski utjecaj, bez kojeg se vrijednost njegovog ugaonog momenta ne može promijeniti. Posljedično, dio njegove materije koji se nalazi pored vidljive površine Sunca, uključujući solarnu hromosferu koja se nalazi iznad, ili vodi ili zaostaje za ostatkom Sunčeve materije u kretanju. Prisustvo snažnog toka sunčevog zračenja iz njegovog volumena u smjeru vanjske površine dovodi do pomaka (pod utjecajem zračenja) u istom smjeru dijela slobodnih elektrona. Prisutnost konstantnog pomaka elektrona i njegova veličina (u stanju dinamičke ravnoteže) su posljedica pojave kompenzacijske sile za zračenje, koja se javlja kada su elektroni pomaknuti električnim poljem. Višak elektrona u vanjskom dijelu Sunčeve atmosfere sa istim viškom pozitivnih električnih naboja u unutrašnjem dijelu sunčeve materije dovodi do pojave kružne električne struje zbog razlike u ugaonim brzinama njihovog kretanja. U ovom slučaju, kada je kutna brzina vanjskog dijela Sunca veća od ugaone brzine njegovog unutrašnjeg dijela, smjer kretanja električne struje odgovarat će kretanju elektrona, au suprotnom slučaju, smjeru kretanja elektrona. kretanje pozitivnih električnih naboja. Shodno tome, promijenit će se i smjer linija sile koje stvara električna struja općeg magnetskog polja Sunca. S obzirom na činjenicu da se broj i ukupna masa kosmičkih tijela koja su pala u isto vrijeme (mjesec, godina) na sjevernu i južnu hemisferu, u pravilu, ne poklapaju, tada se razlikuje stupanj razlike njihove rotacije. Na primjer, tokom 11 godina 21. ciklusa solarne aktivnosti, 1777 kosmičkih tijela palo je na sjevernu hemisferu, a 1886 na južnu hemisferu, od kojih je svako dovelo do pojave jedne grupe sunčevih pjega. Razlika u ukupnim masama i broju kosmičkih tijela koja su pala na obje hemisfere određuje kako odsustvo dobro definirane (konstantne) ose u općem magnetskom polju, tako i njenu asimetriju, kao i mogućnost istovremene pojave isti magnetni polaritet na oba pola Sunca, budući da u suštini svaka od njegovih hemisfera ima sopstveno magnetno polje. Činjenica da se polaritet općeg magnetskog polja mijenja s prijelazom njegovog intenziteta kroz 0 posljedica je činjenice da se u epohi maksimalne aktivnosti Sunca trenutnog ciklusa postiže puna kompenzacija za ubrzanje ili usporavanje ugaone brzine rotacije spoljašnjeg dela atmosfere Sunca koje su postignute u prethodnom ciklusu aktivnosti kao rezultat odgovarajućeg usporavanja ili ubrzanja njegove rotacije u trenutnom ciklusu. To dovodi do činjenice, navedenog na početku članka, pomjeranja vremena promjene ova dva fenomena za 90?. Tako je potvrđena Amperova hipoteza o električnoj prirodi Zemljinog magnetnog polja u odnosu na magnetno polje Sunca. Postoje svi razlozi da se ovaj mehanizam smatra uobičajenim za planete. Nema sumnje da su na sve četiri velike planete (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun), čija je supstanca u gasovitom stanju i na čiju površinu, kao i na Sunce, padaju kosmička tela, njihova dipolna magnetna polja nastala kao rezultat različite ugaone brzine unutrašnjeg i spoljašnjeg dela njihove materije. Složeniji od mehanizma formiranja dipolnog magnetnog polja planeta, čija je supstanca najvećim dijelom u čvrstom stanju - Mars, Zemlja, Venera i Merkur. Ali čak i u njima fizička priroda magnetizma je električna. Vladimirov E.A. i Vladimirov A.E.

Očigledno, sve zvijezde imaju magnetno polje. Otkrio ga je na Suncu 1908. J. Hale (SAD) iz Zeemanovog cijepanja Fraunhoferovih linija u sunčevim pjegama. Prema modernim konceptima, to je ≈ 4000 Oe (napetost), odnosno 0,4 T (magnetna indukcija). Polje u pjegama je manifestacija općeg azimutnog polja Sunca, čije linije sile imaju različite smjerove na sjevernoj i južnoj hemisferi.

Slika 56. Dipolna osimetrična komponenta velikog magnetnog polja Sunca. Većina

izraženo na polovima.

Slabu dipolnu komponentu magnetnog polja otkrio je 1953. Babcock (SAD) (≈1 Oe ili 10ˉ 4 T)

70-ih godina 20. stoljeća otkrivena je ista slaba neosnosimetrična komponenta magnetnog polja velikih razmjera. Pokazalo se da je povezano s međuplanetarnim magnetnim poljem, koje ima različite smjerove u radijalnim komponentama u različitim prostornim sektorima. Ovo odgovara kvadrupolu čija osa leži u ravni solarnog ekvatora. Uočena je i dvosektorska struktura koja odgovara magnetnom dipolu.

Općenito, polje velikih razmjera Sunca je složeno. Još je složenija struktura polja koja se nalazi na mekim skalama. Zapažanja ukazuju na postojanje igličastih polja malih razmjera sa intenzitetom do 2*10 3 Oe (indukcija 0,2 T). Sunčevo magnetsko polje se mijenja. Ososimetrično polje velikih razmjera mijenja se s periodom od ≈ 22 godine. Svakih 11 godina, dipolna komponenta se obrne i smjer azimutnog polja se mijenja.

Nesemimetrijska komponenta (sektorska) se približno mijenja s periodom rotacije Sunca oko svoje ose. Polja malih razmera se menjaju nepravilno, haotično.

Magnetno polje nije bitno za ravnotežu Sunca. Stanje ravnoteže određuje ravnotežu gravitacionih sila i gradijenta pritiska. Ali sve manifestacije Sunčeve aktivnosti (pege, baklje, prominencije, itd.) povezane su sa magnetnim poljima. Magnetno polje igra odlučujuću ulogu u stvaranju solarne hromosfere i zagrevanju do milion stepeni solarne korone. Energija koja se emituje u opsegu ultraljubičastih i rendgenskih zraka oslobađa se u brojnim lokaliziranim regijama identificiranim petljama magnetskog polja. Područja u kojima je zračenje oslabljeno (koronalne rupe) identificirane su konfiguracijama linija magnetnog polja otvorenih prema svemiru. Vjeruje se da potoci izviru iz ovih područja. solarni vetar.

1. Model unutrašnje strukture Sunca. Izvori solarne energije.

Slika 57. Šema strukture Sunca.

Spoljašnji slojevi Sunca (atmosfera) su direktno dostupni za posmatranja. Stoga su provjereni teorijski modeli njihove strukture. Modeli unutrašnje strukture su uglavnom teorijski. Dobijaju se ekstrapolacijom fizičkih uslova, na površinu i karakteristike: dimenzije, masa, osvjetljenje, rotacija, hemijski sastav.

Prema geološkim podacima, starost Sunca je oko 5 milijardi godina. Njegov sjaj se malo promijenio u protekle 3 milijarde godina. Tokom ovih 3 milijarde godina, Sunce je emitovalo 3,6*10 44 J, odnosno svaki kilogram Sunčeve mase emitovao je ~1,8*10 13 J energije. Proračuni su pokazali da se tolika količina energije ne može obezbijediti hemijskim procesima i gravitacijom. (gravitaciona energija Sunca = 4*10 41 J).

Jedina moguća, moderna ideja, izvor energije može biti nuklearna energija. Ako se nuklearne reakcije odvijaju na Suncu i isprva je sva materija vodonik, onda bi uz trenutni sjaj Sunca nuklearna energija bila dovoljna za 170 milijardi godina. Nuklearne reakcije zahtevaju temperaturu od deset miliona stepeni. Dakle, iz velike svjetlosti slijedi visoka temperatura unutar Sunca. Prema zapažanjima u fotosferi, temperatura raste sa dubinom sa gradijentom od 20 K na 1 km. Ovo daje ~1,4*10 6 K u centru. Temperatura se može procijeniti iz uslova hidrostatičke ravnoteže, uz pretpostavku da je solarna materija idealan gas: pritisak gasa je uravnotežen gravitacionim silama. Ispada ≈ 14 * 10 6 K u centru, što je 3 puta više od prosjeka.

Najznačajniji u utrobi Sunca je proton - protonska reakcija. Počinje izuzetno rijetkim događajem - β - raspadom jednog od dva protona u trenutku njihovog posebno bliskog približavanja (14 * 10 9 godina).

U β-raspadu, proton se pretvara u neutron uz emisiju pozitrona i neutrina. Kombinujući se sa drugim protonom, neutron daje jezgro teškog vodonika - deuterijum. Za svaki par protona, proces u prosjeku traje 14 milijardi godina, što određuje sporost termonuklearnih reakcija na Suncu i ukupnu dužinu njegove evolucije. Dalje nuklearne transformacije idu mnogo brže. Postoji nekoliko opcija, od kojih bi najčešće trebalo da dođe do sudara deuterija sa trećim protonom i formiranja jezgara izotopa helijuma, koji kombinujući i emitujući dva protona daju jezgro običnog helijuma.

Druga reakcija u solarnim uslovima igra mnogo manju ulogu. Na kraju, to također dovodi do formiranja jezgra helijuma od četiri protona. Proces je složeniji i može se odvijati samo u prisutnosti ugljika, čije jezgre ulaze u reakciju u njenim prvim fazama, a oslobađaju se u posljednjim. Dakle, ugljenik je katalizator, zbog čega se cijela reakcija naziva ciklus ugljenika.

Tokom termonuklearnih reakcija u crijevima Sunca, oslobađa se u obliku tvrdih gama kvanta. Kada se kreću na površinu, oni se više puta ponovo emituju, dijele se na kvante niže energije. Proces traje milionima godina. Od jednog γ - kvanta formira se nekoliko miliona kvanta vidljive svjetlosti, koji napuštaju površinu Sunca.

U termonuklearnim reakcijama oslobađaju se neutrini. Zbog svoje zanemarljive mase i odsustva električnog naboja, neutrino vrlo slabo stupa u interakciju s materijom. Sunce prolazi gotovo slobodno i leti u međuplanetarni prostor brzinom svjetlosti. Njegova registracija je teška, ali neutrini mogu dati važne informacije o unutrašnjoj strukturi i uslovima unutar Sunca i zvijezda.

Slika 58. Šematski presjek Sunca i njegovog

Ljudi koji su se posvetili proučavanju Sunca neminovno se susreću sa jednim problemom. Njihova zapažanja vrše se izdaleka. Oni se oslanjaju na slike i podatke sa udaljenosti od 140 miliona kilometara. Htjeli mi to ili ne, takvi podaci ne dozvoljavaju stvaranje tačne slike o magnetskim poljima koja postoje i, što je najvažnije, stalno se mijenjaju u blizini Sunca.

Ali ne možemo ostaviti ovaj problem. Naprotiv, naučnici bi tome trebali posvetiti maksimalnu pažnju. Razumijevanje strukture i dinamike ovih polja omogućit će razumijevanje kako koronalne ejekcije mase putuju kroz svemir, uključujući i prema Zemlji, gdje mogu uzrokovati ozbiljnu štetu satelitima. Grupa američkih stručnjaka razvila je pristup koji kombinuje stare matematičke metode testirane u mnogim oblastima znanja i nove teorije i eksperimentalne tehnike za posmatranje dinamike koronalnih masa kako bi se stvorio novi, prilično precizan model magnetnih polja oko Sunca. Prije svega - u gornjim slojevima njegove atmosfere, u koroni.

„Magnetno polje je kostur čitave heliosfere, ono određuje kako se čestice i koronalne mase kreću prema Zemlji“, kaže specijalista za solarnu energiju Nat Gopalsuami, fizičar iz Godardovog centra za svemirske letove. Prema njegovim riječima, mjerenje magnetnih polja u blizini površine Sunca postalo je rutinski posao za fizičare, ali oni zapravo nisu naučili kako da se uzdignu iznad i mjere u atmosferi, posebno u njenim gornjim slojevima. “Donedavno smo mogli mjeriti samo magnetno polje na vrhu korone i pod određenim uvjetima. Nova metodologija će omogućiti općenitije studije.”

Da bi se koristila nova metoda, potrebno je samo dobro izmjeriti izbacivanje koronalne mase. Metoda se zasniva na interakciji između objekta koji se kreće kroz gas i samog gasa. U tom slučaju nastaje udarni val, oko objekta se pojavljuje područje komprimovanog, neravnotežnog plina, otprilike kao kada se kreće mlazni avion. Otkriven je još 1960-ih godina. Ako se objekat kreće kroz naelektrisani gas, plazmu, njegova interakcija sa gasom je takođe određena magnetnim poljem, posebno njegovim intenzitetom. Takav udarni talas sa magnetnim poljem naziva se glavni talas.

Problem je detektovati pramčani udarni talas u gornjoj koroni. U gornjem dijelu korone naučnici još nisu uspjeli uočiti one pojave koje obično razlikuju udarni val u područjima koja su bliža površini Sunca. Međutim, 25. marta 2008. Sunce je dalo naučnicima priliku da proniknu u njegove tajne. Formirano je koronalno izbacivanje mase koje se kretalo brzinom od skoro 5 miliona kilometara na sat. Uočeno je od strane mnogih svemirskih letjelica za posmatranje Sunca. Zbog toga je dobijena trodimenzionalna slika kretanja koronalnih masa. Pokazalo se da je u ekstremitetu (u ekstremnim područjima Sunca) kretanje koronalnih masa jasno vidljivo. Sve pojave uočene u limbusu izuzetno su pogodne za posmatranje i analizu. Naučnici su dobili odlične podatke o dinamici izbacivanja koronalne mase.

Gopalsuani je sugerirao da se udarni val može vidjeti na standardnim slikama u bijeloj boji. Zaista je bila vidljiva, ali ne na način na koji je očekivao. Putanja udarnih talasa bile su iznenađujuće netačne, što je posebno čudno u tankoj atmosferi Sunca. Umjesto da budu blizu samih koronalnih masa, udarni valovi izbijaju iz granica pokretne mase.

Tokom izbacivanja 25. marta, naučnici su uspeli da primete konture svojevrsnog difuzionog prstena u blizini ivica izbacivanja koronalne mase. Njihova struktura omogućila je određivanje jačine magnetskog polja koje dovodi do pomaka udarnih valova. Udaljenost između koronalnih masa i fronta udarnog vala, kao i radijus zakrivljenosti putanje izbacivanja, daju sveobuhvatne informacije za određivanje magnetskih svojstava medija kroz koji se kreću. Može se reći da se na sličan način pomoću valova može odrediti kreću li se u vodi ili, na primjer, u ulju.

Brzina širenja udarnog talasa može se koristiti za određivanje takozvane Alfvenove brzine - brzine prostiranja Alfvenovog talasa. Ova brzina određuje koliko brzo talas može da putuje kroz magnetni medij. Ovo je analogno brzini širenja zvučnog talasa u vazduhu. Iz ove brzine možete odrediti do koje mjere brzina objekta može doseći prije nego što stvori udarni val. Nakon što se odredi ovaj talas, može se izračunati jačina magnetnog polja u mediju.

Matematički modeli korišćeni u ovim transformacijama kombinovani su sa poznatijim modelima širenja udarnih talasa kako bi se stvorila nova teorija kretanja koronalnih masa i njihovog uticaja na Zemlju. Ovo je dokaz kako se matematičke metode primijenjene u različitim oblastima znanja mogu koristiti zajedno. U ovom slučaju koristimo metodu prvobitno razvijenu za proučavanje geomagnetskog polja. Zatim je proširen na analizu kretanja koronalnih masa u međuplanetarnom prostoru, zatim oko Sunca i na kraju kako bi se odredilo magnetsko polje u koroni.

Kako bi potvrdili novu metodu, naučnici su mjerili jačinu magnetnog polja na različitim udaljenostima od Sunca. Ovi podaci su u dobroj saglasnosti sa predviđanjima novog modela, što nam omogućava da se nadamo da će se novi razvoj uskoro aktivno koristiti za merenje jačine magnetnog polja u koroni. Zajedno sa drugim podacima koji su trenutno dostupni ljudskom mjerenju, kao što su gustina, temperatura i smjer linija magnetnog polja, mjerenja jačine magnetnog polja će pružiti potpunu sliku magnetnog polja u koroni Sunca.

Poznavanje magnetnog polja je neophodno za predviđanje svemirskog vremena.

Sunčeve pjege nam pružaju najilustrativnije primjere nestacionarnih procesa na Suncu. Prije svega, to je njihov brzi razvoj. Ponekad su dva ili tri dana dovoljna da se na „čistom“ mestu u fotosferi razvije velika tačka ili velika grupa pega. U pravilu, međutim, njihov razvoj je sporiji iu velikim grupama dostiže maksimum nakon 2-3 sedmice. Male mrlje i grupe se pojavljuju i nestaju u roku od nedelju dana, dok velike postoje nekoliko meseci. Poznato je jedno mesto koje je postojalo 1,5 godine. Kada se pojavi mrlja, dok je njena polusjena još mala, u njoj je vidljiva ista fotosferska granulacija (Hansky, Thyssen), koja daljim razvojem poprima fibrozni izgled; vlakna su mnogo stabilnija od granula. Kada se okrugla mrlja pravilnog oblika približi solarnoj ivici, mi je posmatramo u projekciji i njen prečnik u pravcu radijusa solarnog diska se jako smanjuje (proporcionalno ; vidi sl. 8). U ovom slučaju često se opaža takozvani Wilsonov efekat, koji se sastoji u tome da je polusjenica mrlje jasno vidljiva s ruba diska, a uvelike je smanjena sa strane okrenute prema centru diska. Takav fenomen omogućava geometrijsku asimilaciju sunčeve pjege s džinovskom depresijom sa konusno suženim zidovima. Ali to ne pokazuju svi spotovi.

Obično se grupa sunčevih pjega proteže duž heliografske dužine (u izuzetnim slučajevima, do 20° ili više). U ovom slučaju, u grupi se često ocrtavaju dvije najveće sunčeve pjege sa odvojenim polusenkama, koje imaju nešto drugačije kretanje na površini Sunca. Istočna tačka se zove vodeća, zapadna je sledeća. Često se takva tendencija formiranja u parovima uočava i kod pojedinačnih sunčevih pjega koje ne formiraju grupe s velikim brojem malih satelitskih pjega.

Rice. 38. Vrtložna struktura mrlja u bipolarnoj grupi. Smjerovi vrtloga su suprotni. (Spektrogram u snopovima Ha)

Posmatranja radijalnih brzina u različitim spektralnim linijama na različitim mjestima Sunčeve pjege i pod različitim uglovima gledanja na nju pokazuju prisustvo snažnih (do 3 km/s) kretanja u polusjeni Sunčeve pjege - širenje materije u njenoj dubini dijelovi i dotok materije unutra na velikoj nadmorskoj visini. Ovo posljednje potvrđuje struktura vrtloga vidljiva iznad mrlja na spektroheliogramima u zracima. Smjerovi ovih vrtloga su suprotni na južnoj i sjevernoj hemisferi Sunca i na pojedinim mjestima ukazuju na dotok materije u skladu sa načinom na koji bi ga Coriolisova sila trebala skrenuti.

Obično se više ne primjećuju sistematski pokreti na vanjskoj ivici polusjenice.

Kao što je gore spomenuto, sunčeve pjege imaju jaka magnetna polja. Uobičajen je intenzitet od 1000–2000 Oe, a u jednoj grupi krajem februara 1942. izmjeren je intenzitet od 5100 Oe ili naniže), a kako se kreću prema periferiji mrlje, sve više odstupaju od normalno na površinu, skoro do 90° na ivici polusenke. U ovom slučaju, jačina magnetnog polja opada od maksimuma do gotovo nule.

Rice. 39. Promjena prosječne geografske širine i magnetnog polariteta sunčevih pjega u uzastopnim ciklusima sunčeve aktivnosti

Što je mrlja veća, to je njeno magnetsko polje, po pravilu, jače, ali kada velika tačka, dostigavši ​​maksimalnu veličinu, počne da se smanjuje, njena jačina magnetnog polja ostaje nepromenjena, a ukupni magnetni tok se smanjuje proporcionalno površini spot. Ovo se može protumačiti kao da mrlja samo doprinosi uklanjanju magnetnog polja koje postoji dugo vremena ispod površine. To potvrđuje i činjenica da često magnetno polje ne nestane nakon nestanka mrlje, već tamo nastavlja postojati i ponovo se pojačava kada se mrlja ponovo pojavi u istom području. Prisustvo trajnih baklji ovdje nam omogućava da kažemo da na ovim mjestima postoje stabilne aktivne regije.

U grupama sa dvije velike mrlje, vodeća i slijedeća mrlja imaju suprotan magnetni polaritet (sl. 38 i 39), što opravdava naziv takvih grupa - bipolarne, za razliku od unipolarnih grupa koje uključuju pojedinačne mrlje. Postoje složene grupe u kojima su mrlje bilo kojeg polariteta nasumično pomiješane. U svakom ciklusu solarne aktivnosti, polariteti vodeće i slijedeće točke na sjevernoj i južnoj hemisferi su suprotni jedan drugom.

Dakle, ako je na sjevernoj hemisferi Sunca polaritet vodeće točke sjever (N), a sljedeće južni (S), tada je u isto vrijeme na južnoj hemisferi polaritet vodeće točke S, a sljedeća je N. Za one rijetke tačke koje siječe ekvator, polaritet sjeverne i južne polovice je suprotan. Ali sa završetkom ciklusa solarne aktivnosti, kada prođe njen minimum, u svakoj hemisferi distribucija magnetnog polariteta na tačkama bipolarne grupe menja se na onu koja je bila u prethodnom ciklusu na suprotnoj hemisferi. Ovu važnu činjenicu utvrdili su Hale i saradnici 1913. godine.

Iako lokalna magnetna polja Sunca mogu biti vrlo jaka, njegovo opće magnetsko polje je vrlo slabo i jedva se razlikuje od pozadine lokalnih polja samo u godinama minimuma sunčevih pjega. Štaviše, promenljiv je. U godinama 1953-1957, njegov intenzitet je odgovarao dipolu sa indukcijom od 1 Gs, znak je bio suprotan znaku Zemljinog magnetskog polja, a os dipola se poklapala sa osom rotacije. Godine 1957. obrnuo se znak polja u južnim polarnim područjima Sunca, a krajem 1958. i u sjevernim područjima. Posljednja promjena u znaku polja uočena je 1970-1971.

Promjena magnetnog polariteta mrlja sa završetkom ciklusa sunčeve aktivnosti nije jedini znak kraja ciklusa. Sunčeve pjege se rijetko formiraju daleko od ekvatora. Njihova preferirana zona leži unutar heliografskih širina od 1-2° do 30° na obje hemisfere. Na samom ekvatoru pege su retke, kao i na geografskim širinama iznad 30°. Ali ova slika ima karakteristiku promene u vremenu: prve tačke novog ciklusa (nakon minimuma) pojavljuju se daleko od ekvatora (na primer, tačka c je zabeležena 15. marta 1914., od maja 1943. i od oktobra 1954. ), dok se poslednje tačke odlazećeg ciklusa još uvek posmatraju blizu ekvatora. Tokom vrhunca ciklusa, blizu njegovog maksimuma, mrlje se mogu naći na svim heliografskim širinama između -45° i +45° (poznata je grupa pega čak i sa geografskom širinom od +50°, uočenih u junu 1957. tokom maksimuma solarna aktivnost), ali uglavnom između 5 i 20°. Dakle, prosječna heliografska širina pjega se stalno smanjuje kako se razvija 11-godišnji ciklus solarne aktivnosti, a nove mrlje se pojavljuju sve bliže i bliže ekvatoru (slika 39). Ovu pravilnost je prvi put ustanovio Carrington 1858. i ponekad se naziva Spörerov zakon (iako ju je ovaj drugi uspostavio 10 godina kasnije).

Dakle, ako se period shvati kao vremenski period tokom kojeg se sva svojstva mijenjaju i vraćaju u prvobitno stanje, onda pravi period sunčeve aktivnosti nije 11 godina, već 22 godine. Zanimljivo je da određena izmjena visine maksimuma kroz ciklus također potvrđuje periodičnost od 22 godine. Planiran je i 80-godišnji ciklus solarne aktivnosti. Iz nekih unutrašnjih razloga, solarna aktivnost uveliko varira s karakterističnim vremenom od oko jednog stoljeća.

Dakle, između 1645. i 1715. na Suncu gotovo da nije bilo mrlja, a grupa se pojavila samo jednom. Ovo je takozvani Maunderov minimum. Drugi minimum, Spörerov minimum, bio je između 1410 i 1510. Naprotiv, srednjovjekovni maksimum između 1120. i 1280. godine. bio veoma energičan, sličan onome što sada doživljavamo. Opisane varijacije bile su praćene kolebanjima prosječne godišnje temperature u Engleskoj unutar 1 °C.

Kombinujući direktna posmatranja sa kompjuterskim simulacijama, NASA heliofizičari su kreirali model kretanja plazme u solarnoj koroni, koji će omogućiti bolje razumevanje prirode Sunčevog magnetnog polja.

Površina Sunca neprestano kipi i pleše. Mlazovi plazme koji se udaljavaju od nje se savijaju, izbacuju u petlje, uvijaju u ciklone i dopiru do gornjih slojeva sunčeve atmosfere - korone, čija je temperatura milione stepeni.

Rezultati simulacije. Magnetno polje Sunca 2011. je mnogo više koncentrisano u blizini polova. Ima nekoliko mjesta. (Slika iz NASA-inog Centra za svemirske letove Goddard/Bridgman)

Sunčevo magnetsko polje postalo je zbunjujuće i nestalnije 2014. godine, postavljajući teren za baklje i izbacivanja koronalne mase. (Slika iz NASA-inog Centra za svemirske letove Goddard/Bridgman)

Površina Sunca (slika http://www.nasa.gov)

Ovo večito kretanje, koje se ne može posmatrati u vidljivoj svetlosti, prvi put je primećeno 1950-ih godina i od tada fizičari pokušavaju da shvate zašto se to dešava. Sada je poznato da se supstanca od koje se sastoji Sunce kreće u skladu sa zakonima elektromagnetizma.

Proučavanjem magnetnog polja Sunca može se bolje razumjeti priroda svemira u cijelom Sunčevom sistemu: ono utiče i na međuplanetarno magnetno polje i na zračenje kroz koje se svemirske letjelice moraju kretati, i na svemirsko vrijeme na Zemlji (polarno svjetlo, magnetne oluje itd.) zavisno od solarnih baklji).

No, uprkos dugogodišnjim istraživanjima, još uvijek nema konačnog razumijevanja prirode magnetskog polja Sunca. Smatra se da proizlazi iz kretanja nabijenih čestica koje se kreću duž složenih putanja zbog Sunčeve rotacije (solarni dinamo) i termalne konvekcije podržane toplinom iz fuzije u središtu Sunca. Međutim, još uvijek nisu poznati svi detalji procesa. Konkretno, nije poznato gdje se točno stvara magnetsko polje: blizu površine Sunca, duboko unutar Sunca ili u širokom rasponu dubina.

Kako možete vidjeti nevidljivo magnetsko polje? O kretanju solarne plazme. I tako, kako bi saznali više o "magnetnom životu" Sunca, NASA-ini naučnici su odlučili da analiziraju kretanje plazme kroz njegovu koronu, kombinujući rezultate kompjuterskih simulacija i podatke dobijene posmatranjem u realnom vremenu.

Magnetno polje kontrolira kretanje nabijenih čestica, elektrona i jona koji čine plazmu. Rezultirajuće petlje i druge strukture plazme blistaju na slikama snimljenim u ekstremnom ultraljubičastom rasponu. Osim toga, njihovi otisci na površini Sunca, odnosno fotosfere, mogu se prilično precizno izmjeriti pomoću instrumenta zvanog magnetograf, koji mjeri jačinu i smjer magnetnih polja.

Rezultati opservacija, koji opisuju jačinu magnetnog polja i njegov smjer, zatim se kombinuju s modelom pokretne solarne plazme u magnetskom polju. Zajedno daju dobru predstavu o tome kako magnetno polje izgleda u Sunčevoj koroni i kako ono tamo fluktuira.

Tokom perioda maksimalne solarne aktivnosti, magnetno polje ima veoma složen oblik sa velikim brojem malih struktura posvuda, koje predstavljaju aktivne regije. Pri minimalnoj sunčevoj aktivnosti, polje je slabije i koncentrisano na polovima. Formira se vrlo glatka struktura bez mrlja.

Prema NASA-i
Također možete vidjeti animaciju na osnovu rezultata simulacije.