4. Магнитные поля и движения солнечной плазмы

До сих пор мы подчеркивали, что Солнце - звезда спокойная. Но спокойствие это только относительное. На самом деле солнечная атмосфера подобна бурлящему океану, вид которого то и дело изменяется. И все же не движения вещества и не другие разнообразные явления, наблюдаемые в его атмосфере, служат определающим признаком изменчивости нашего дневного светила. Такую роль играют солнечные магнитные поля.

Долгое время наблюдения Солнца были уделом астрономов-любителей, которым мы обязаны не одним важным открытием. Нo только со второй половины XIX в. начались его астрофизические исследования. И хотя магнитные поля на Солнце были открыты еще в начале нынешнего столетия, потребовалось больше сорока лет, чтобы получить хотя бы в общих чертах картину солнечного магнетизма. Решающую роль в этом сыграл созданный в начале 50-х годов американскими астрофизиками Бэбкоками солнечный магнитограф, который позволил измерять магнитные поля напряженностью до десятых долей гаусса. С его помощью были не только проведены первые надежные измерения фотосферных магнитных полей в полярных областях Солнца, но и открыты магнитные звезды.

Говоря о структуре солнечных магнитных полей, отчетливо представлять себе, что измерения, с помощью которых ее изучают, усреднены по площадкам на Солнце поперечником в десятки тыс. километров (и лишь в редких случаях имеющих размеры 2 - 3 тыс. километров) и что измеряется, как правило, только составляющая магнитного поля по лучу зрения. Поэтому приводимая здесь схематическая картина фотосферных магнитных полей является только грубым приближением и относится в основном лишь к крупномасштабным полям с напряженностью от нескольких до десятков гаусс. Такими магнитными полями обычно занято от 50 до 75% площади солнечной фотосферы.

Магнитное поле Солнца состоит из двух главных составляющих: полоидальной (вдоль его меридиана) и тороидальной (вдоль его параллелей). Полоидальное поле сосредоточено главным образом в полярных областях до гелиографических широт 55°. Его средняя напряженность не превышает 1 - 2 Гс. Тороидальное поле располагается по обе стороны от экватора на более низких широтах. Его средняя напряженность составляет десятки гаусс, а в отдельных областях достигает 100 - 150 Гс. Эти составляющие как бы взаимно дополняют друг друга, когда первая из них достигает максимального значения напряженности, вторая обладает минимальной ее величиной. Полярности их изменяются со временем тоже в противофазе.

Тороидальное магнитное поле характеризуется двумя типами магнитных областей: биполярными и униполярными. Биполярные области обычно имеют два четко выраженных магнитных полюса противоположной полярности и существуют в течение 2 - 3 солнечных оборотов. Униполярные области обладают одной преимущественной полярностью, поскольку вторая настолько слаба, что вообще не поддается измерению, и отличаются гораздо большей «живучестью» (до 6-7 солнечных оборотов). Они располагаются, как правило, несколько ближе к полюсам и отличаются значительно меньшей напряженностью поля, чем биполярные. На магнитные области тороидального поля, особенно биполярные, сильно воздействует дифференциальное вращение Солнца.

Характерной особенностью солнечных магнитных полей является усиление их на границах супергранул, которые, как уже говорилось, представляют собой ячейки конвективных движений солнечной плазмы. Сейчас можно уверенно утверждать, что значительная часть магнитного потока сконцентрирована именно на этих границах. Такая ситуация служит лучшим свидетельством тесной связи между магнитными полями и движениями в атмосфере Солнца.

Крупномасштабные детали магнитного поля одной полярности, как правило, стремятся к сближению и объединению. Именно таким образом появляются устойчивые ряды и «потоки» этих деталей, а также гигантские регулярные структуры поперечником до 400 тыс. км, по-видимому, тоже связанные с конвективными движениями.

Пока мы говорили только о солнечных магнитных полях небольшой напряженности, которые иногда не совсем точно называют фоновыми. Более детальные исследования показывают, что обычно они концентрируются в тонкие магнитные силовые трубки напряженностью 1500 Гс. Магнитные поля Солнца весьма разнообразны и по своей силе. Так, впервые обнаруженные в начале нынешнего века магнитные поля солнечных пятен имеют напряженность до 4000 Гс. Именно по ним и был установлен магнитный цикл нашего дневного светила.

В верхних слоях солнечной атмосферы, хромосфере и короне магнитные поля несколько больше, чем в фо-тосфере и по напряженности лишь немного уступают им. Итак, магнитные поля, в сущности, пронизывают все Солнце и даже выносятся солнечным ветром в межпланетное пространство. Они регулируют движения солнечной плазмы и другие ее характеристики. Учитывая все это, можно определенно утверждать, что Солнце является магнитно-переменной звездой, хотя переменность эта неизмеримо слабее, чем у некоторых особых звезд, которые называют магнитными.