Магнитная индукция солнца это

Единицы измерения магнитного поля, встречающиеся в тексте:

11 лет меняет знак

Напряженность магнитного поля (Н) (вектор) в СИ не имеет наименования,
измеряется в (А/м). Напряженность магнитного поля в СГС измеряется в эрстедах (Э).
Названа в честь датского физика Ханса Кристиана Эрстеда (датск. Hans Christian Ørsted)
(1777-1851).

1 эрстед равен напряжённости магнитного поля, создаваемого на расстоянии 1 см от бесконечно длинного прямолинейного проводника ничтожно малого кругового сечения, по которому пропускают ток силой 5 ампер.

1 эрстед равен напряжённости магнитного поля в вакууме при индукции 1 гаусс (Гс).

Гаусс — единица индуктивности в системе СГС. Названа в честь гениального немецкого математика, астронома и физика (Карла Фридриха Гаусса (Johann Carl Friedrich Gauß)
(1777-1855).

Индукция магнитного поля (В) (вектор) в СИ измеряется в тесла (Тл). Названа в честь выдающегося сербского (американского) физика, инженера, изибретателя Никола Тесла
(1856-1943).

1 Тл = 10 000 гаусс (единица СГС). 1 Тл = 1·10 9 Гамма (единица, применяемая в геофизике).

М́аксвелл — единица измерения магнитного потока в системе СГС.
Русское сокращение — Мкс (не путать с микросекундой, у которой сокращённое обозначение (мкс) записывается со строчной буквы). Международное сокращение — Mw (не путать с мегаваттом, MW). Введена Международной электротехнической комиссией в 1930 г. (ранее эта единица называлась линией). Названа в честь выдающегося английского физика Джеймса Клерка Максвелла (James Clerk Maxwell) (1831-1879).

1 максвелл = 1 гаусс·см² = 10 −8 вебер.

В однородном магнитном поле с индукцией 1 гаусс магнитный поток в 1 максвелл проходит через плоский контур площадью 1 см², расположенный перпендикулярно вектору индукции.

В́ебер (обозначение: Вб, Wb) — единица измерения магнитного потока в системе СИ.
По определению, изменение магнитного потока через замкнутый контур со скоростью один вебер в секунду наводит в этом контуре ЭДС, равную одному вольту (см. Закон Фарадея).
Через другие единицы измерения СИ вебер выражается следующим образом: Вб = В·с = кг·м 2 ·с -2 ·А -1
Единица названа в честь немецкого физика Вильгельма Эдуарда Вебера (Wilhelm Eduard Weber) (1804-1891).

Некоторые единицы системы измерения физических величин СГС до сих пор используется специалистами в астрофизике, и в ядерной физике из-за удобства. СГС (сантиметр-грамм-секунда) — система единиц измерения, которая широко использовалась до принятия международной системы единиц (СИ).

Более 100 лет назад американский астроном Джордж Хэйл (Hale, George Ellery) в 1908 г. открыл зеемановское расщепление темных (фраунгоферовых) линий в спектре солнечных пятен. Это открытие положило начало систематическому изучению магнитных полей на Солнце и поискам магнитных полей других космических тел (звезды, галактические туманности и др.). До этого открытия единственным примером магнитных полей в космосе являлось магнитное поле нашей Земли.

Первые спектроскопические исследования общего магнитного поля Солнца, выполненные Хэйлом и др. 35, показали, что в 1913—1914 гг. Солнце было подобно равномерно намагниченной сфере с магнитной осью слегка наклоненной к оси вращения и полярностью того же знака, что у Земли.

Позднее был разработан метод получения непрерывного распределения поля в двух измерениях на диске Солнца путем применения принципа спектрогелиографа — прибора, позволяющего получить монохроматическое, в свете избранной спектральной линии, изображение Солнца. Метод позволял, перемещая изображение Солнца на фотопластинке, позади выходной щели спектрогелиографа, видеть [и фиксировать, конечно] чередование светлых и темных мест, соответствующее чередованию магнитных и немагнитных областей на Солнце.

Для уменьшения ошибок фотографического метода определения магнитных полей на Солнце был предложен ряд остроумных, сложных интерферометрических методов, в основном предназначенных для измерения общего магнитного поля Солнца (вдали от солнечных пятен и других зон активности). Однако для целей измерения слабых полей наиболее эффективным оказался фотоэлектрический метод (метод магнитографа), получивший затем свое дальнейшее развитие. Магнитографы позволяют получать полную и детальную магнитограмму всей солнечной поверхности.
Создатели магнитографа — Хэролд (Гарольд) и Хорес (Гораций) Бэбкоки (отец и сын).

Американский астроном Хэролд (Гарольд) Дилос Бэбкок (Babcock, Harold Delos), совместно с сыном (Хорес (Гораций) Уэлкам Бэбкок (Babcock, Horace Welcome) усовершенствовал методику измерения магнитного поля Солнца. Они создали магнитограф — прибор, измеряющий с точностью до 1 Гс магнитное поле по всему диску Солнца путем его сканирования с высоким пространственным разрешением.

Хорес Бэбкок совместно с отцом начал регулярное картографирование солнечных магнитных полей. Предложил гипотезу, объясняющую образование солнечных пятен и их магнитные свойства. Согласно этой гипотезе силовые линии общего магнитного поля Солнца закручиваются вследствие неравномерности вращения Солнца и тогда, когда это тороидальное поле выносится на поверхность восходящими потоками вещества, в фотосфере в местах выхода силовых линий образуются пятна.
(«Topology of the magnetic field reversal from H.W. Babcock» (ApJ 133, 1961. [«Топология инверсии магнитного поля»])

Измерения на магнитографе позволили астрономам определить сначала исчезновение, а затем смену знака на полюсах Солнца (полярность общего поля была противоположна полярности земного поля с 1956 по 1957 г.; в середине 1957 г. знак поля на южном полюсе изменился на противоположный и оба полюса в течение более полугодового периода, до ноября 1958 г., сохраняли одинаковый знак (весной 1957 г. поле исчезло на обоих полюсах на несколько месяцев). В ноябре 1958 г. поле на северном полюсе практически внезапно изменило свой знак с + (северная полярность) на — (южная полярность); в 1959 г. оно было параллельно полю Земли.

Солнечные пятна состоят из темного ядра — «тени» и более светлой, окаймляющей ядро полутени. При большом разрешении видна тонкая структура полутени (почти радиально направленные волокна). Температура тени около 4300°, более чем на 1000° ниже, чем в окружающей фотосфере (5740°).

Резкость границ пятна и фотосферы, а также тени и полутени — свидетельство того, что слой, в котором возникает охлаждение, неглубокий (порядка нескольких тыс. км), так как в противном случае край был бы размыт излучением, идущим снизу.

Предполагается, что этот слой расположен там, где возникает конвекция в атмосфере Солнца; магнитные поля, которые неизменно несут с собой пятна, задерживают конвекцию: пятно является темным из-за препятствия со стороны магнитного поля конвективному нагреванию, которое происходит повсеместно в атмосфере Солнца (явление грануляции).

В пятнах сосредоточены наиболее сильные магнитные поля, достигающие 4000 Гс. Магнитный поток отдельного пятна может меняться в широких пределах от 10 20 до 10 23 Мкс [от 10 12 до 10 15 Вб], в среднем около 10 21 Мкс [10 13 Вб]. В большинстве случаев пятна образуют так называемые биполярные группы — систему двух пятен, в которой пятно впереди идущее (по направлению вращения Солнца — лидер, или р-пятно) имеет полярность, противоположную «хвостовому» пятну (f-пятно).

Для подавляющего большинства пятен полярности р- и f-пятен противоположны в северной и южной полусферах (Хэйл), причем эти полярности меняются на противоположные от одного 11-летнего цикла к другому. Отсюда было сделано заключение, что полный «магнитный» цикл Солнца около 22 лет.
В последнем цикле 1954—1964 гг. с максимумом в 1958 г. р-пятна в северном полушарии (так же как f-пятна в южном) имели положительную (северную) полярность.

[цитируемая статья 1 А.Б. Северного опубликована в 1966 г. (в это время он являлся членом-корреспондентом АН СССР, с 1968 г. он действительный член АН СССР)]

Андрей Борисович Северный, академик АН СССР, астрофизик. Основные работы Северного посвящены физике Солнца. Принимал участие в подготовке строительства Крымской астрофизической обсерватории, в 1946 стал ее сотрудником, в 1952 — директором.
По его проекту в Крымской обсерватории был построен башенный солнечный телескоп (1954), сконструирован целый ряд приборов для астрофизических наблюдений Солнца, в том числе прецизионный интерференционно-поляризационный фильтр и магнитограф.

Картинка внизу: Компьютерная 3D модель магнитного поля солнечного пятна созданная суперкомпьютером BLUEFIRE в High Altitude Observatory National Center for Atmospheric Research (NCAR). Boulder, Colorado, USA (июль 2009)

Источник

Магнитное поле Солнца

Под верхним слоем фотосферы (солнечной поверхности) расположена конвективная зона Солнца. Именно внутри нее, как говорят современные ученые, и зарождается магнитное поле звезды. Невозможно представить, несколько большое значение имеет в происходящих на Солнце процессах магнитное поле. Скорее всего, оно есть ответом на все активные явления, которые происходят в атмосфере Солнца, включая и солнечные вспышки. То есть без него Солнце было бы не таким интересным для изучения человечеством.

Схема магнитного поля Солнца

Берут свое начало под влиянием магнитного поля практически все объекты, зафиксированные на Солнце. В первую очередь – это солнечные пятна, обозначающие собой места выходящих из недр Солнца гигантских магнитных петель, пересекающих солнечную поверхность. Из-за этого пятна обычно состоят из северной и южной магнитной полярности. Эти области равны основам магнитной трубки, которая выходит из недр Солнца. На циклы солнечной активности также влияет цикличность колебаний магнитного поля, которое происходит в недрах Солнца. Парящие над поверхностью Солнца протуберанцы, зрительно как бы висящие в пустоте, на самом деле пронизаны нитями магнитного поля, основываясь на нем. А также стримеры и петли, которые мы часто наблюдаем в короне Солнца, есть простым повторением формы топологии магнитных полей, что их окружают. Понимание всего этого позволяет вычислить, какая магнитная обстановка на Солнце ожидает нас сегодня и в любой другой день.

Методы измерения магнитного поля Солнца

Заряженные частицы, попадающие в магнитное поле, движутся под его влиянием. При этом электроны, движущие вокруг ядра правосторонне, под влиянием магнитного поля энергию увеличивают, левосторонне движущиеся – ее соответственно уменьшают. Этот так называемый эффект Зеемена расщепляет излучение атома на компоненты. Измеряя величину расщепления, мы имеем возможность узнать величину и направленность магнитных полей далеких объектов, которые невозможно исследовать непосредственно, например, Солнце. Определить с высокой точностью величину поля солнечной поверхности позволяют разработки последних лет, но они часто бездейственны при намерении измерить трехмерного поля в короне Солнца. В этом случае помогает использование методов математики.

Делать правдивые предсказания погоды космоса помогает знание природы и жизнедеятельности магнитного поля Солнца. Ожидание новой активной вспышки на Солнце можно определить в настоящее время по многим косвенным признакам. Однако на данном этапе научных процессов, относительно долгосрочных предсказаний времени и продолжительности протекающих солнечных циклов, остаются неточными. Они основываются больше на выведении эмпирических зависимостей, а не на конкретных физических моделях. Ближайшее будущее, надеемся, сможет разъяснить достаточно хорошо поведение и активность Солнца, и даст возможность, правильно смоделировав его активность, предсказывать погоду космоса не хуже погоды на Земле. Хотя уже сейчас можно точно сообщить о наличии магнитной бури на Солнце сегодня или в любой календарный день.

Источник