Câmpul electromagnetic al soarelui. Dispozitive de urmărire solară
Combinând observarea directă cu simulările pe computer, heliofizicienii NASA au creat un model pentru mișcarea plasmei în coroana soarelui pentru a înțelege mai bine natura câmpului magnetic al soarelui.
Suprafața soarelui vede și dansează necontenit. Jeturile de plasmă care se îndepărtează de ea sunt îndoite, biciuite în bucle, răsucite în cicloni și ajung în straturile superioare ale atmosferei solare - coroana, care are o temperatură de milioane de grade.
Rezultatele simularii. Câmpul magnetic al Soarelui în 2011 este mult mai concentrat în apropierea polilor. Există puține locuri. (Imagine a Centrului de zbor spațial Goddard al NASA / Bridgman)
Câmpul magnetic al Soarelui în 2014 a devenit mai confuz și mai neregulat, creând condiții pentru erupții și ejectii de masă coronală. (Imagine a Centrului de zbor spațial Goddard al NASA / Bridgman)
Suprafața soarelui (imagine http://www.nasa.gov)
Această mișcare perpetuă, care nu poate fi observată în lumina vizibilă, a fost observată pentru prima dată în anii 1950 și, de atunci, fizicienii au încercat să înțeleagă de ce se întâmplă. Se știe deja că substanța din care este compus Soarele se mișcă în conformitate cu legile electromagnetismului.
Studiind câmpul magnetic al Soarelui, se poate înțelege mai bine natura spațiului din întregul sistem solar: afectează atât câmpul magnetic interplanetar, cât și radiația prin care trebuie să se deplaseze nava spațială, precum și vremea spațială pe Pământ (aurore, furtuni magnetice etc.) depind de rachete solare).
Dar, în ciuda multor ani de cercetare, nu există încă o înțelegere finală a naturii câmpului magnetic solar. Se presupune că apare din mișcările particulelor încărcate care se deplasează de-a lungul traiectoriilor complexe datorită rotației soarelui (dinam solar) și convecției termice, susținută de căldura din fuziunea termonucleară din centrul soarelui. Cu toate acestea, toate detaliile procesului sunt încă necunoscute. În special, nu se știe unde este creat exact câmpul magnetic: aproape de suprafața solară, adânc în interiorul Soarelui sau într-o gamă largă de adâncimi.
Cum puteți vedea un câmp magnetic invizibil? Prin mișcarea plasmei solare. Deci, pentru a afla mai multe despre „viața magnetică” a Soarelui, oamenii de știință ai NASA au decis să analizeze mișcarea plasmei prin coroana sa, combinând rezultatele simulărilor pe computer și datele obținute din observare în timp real.
Câmpul magnetic controlează mișcarea particulelor încărcate, a electronilor și a ionilor care alcătuiesc plasma. Buclele rezultate și alte structuri plasmatice strălucesc puternic în imaginile realizate în gama ultravioletă extremă. În plus, amprentele lor pe suprafața soarelui sau fotosfera pot fi măsurate destul de precis cu un instrument numit magnetograf, care măsoară puterea și direcția câmpurilor magnetice.
Rezultatele observației, care descriu puterea și direcția câmpului magnetic, sunt apoi combinate cu un model de plasmă solară în mișcare într-un câmp magnetic. Împreună oferă o idee bună despre cum arată câmpul magnetic din coroana soarelui și cum fluctuează acolo.
În perioadele de maximă activitate solară, câmpul magnetic are o formă foarte complexă, cu un număr mare de structuri mici peste tot, reprezentând regiuni active. La minimum de activitate solară, câmpul este mai slab și este concentrat la poli. Se formează o textură foarte netedă, fără pete.
Pe baza materialelor de la NASA
Acolo puteți viziona și animația pe baza rezultatelor simulării.
L. SHIRSHOV, cercetător, Institutul de Fizică a Înaltelor Energii.
Vântul solar (un flux de particule încărcate) curge în jurul Pământului și interacționează cu câmpul său magnetic, generând o undă de șoc la o distanță de zece raze ale Pământului de planetă.
Structura câmpului magnetic solar în planul eclipticii. Câmpul este împărțit în mai multe sectoare, în care este îndreptat fie spre stea, fie departe de ea.
Distribuția câmpului magnetic al Soarelui în spațiul cosmic. Câmpul cuprinde întregul sistem solar într-o bulă gigantică; granița sa se numește heliopauză. Datorită rotației Soarelui, câmpul magnetic ia forma unei spirale Arhimede. Această curbă este descrisă prin punct
Vântul solar (un flux de particule încărcate) curge în jurul Pământului și interacționează cu câmpul său magnetic, generând o undă de șoc la o distanță de zece raze ale Pământului de planetă.
Chiar la începutul noului secol, lumina noastră, Soarele, și-a schimbat direcția câmpului magnetic în opus. Inversarea polilor magnetici (invers) a fost înregistrată de specialiștii NASA (Administrația Națională pentru Aeronautică și Spațiu) care monitorizează comportamentul Soarelui. Articolul „Soarele s-a inversat” publicat pe 15 februarie notează că polul său magnetic magnetic, aflat în emisfera nordică în urmă cu doar câteva luni, se află acum în sud.
Un astfel de eveniment este departe de a fi unic. Un ciclu magnetic complet de 22 de ani este asociat cu un ciclu solar de 11 ani, iar răsturnarea polului are loc în timpul trecerii maximului său. Polii magnetici ai Soarelui vor rămâne acum în noile lor locuri până la următoarea tranziție, care se întâmplă cu regularitatea mecanismului de ceas. Motivele atât pentru revers, cât și pentru ciclicitatea activității solare sunt misterioase. De asemenea, câmpul geomagnetic și-a schimbat în mod repetat direcția, dar ultima dată când s-a întâmplat acest lucru a fost acum 740 de mii de ani. Unii cercetători cred că planeta noastră a depășit deja momentul inversării polilor magnetici, dar nimeni nu poate prezice cu exactitate când se va întâmpla acum.
Deși câmpurile magnetice ale Soarelui și ale Pământului se comportă diferit, ele au și similitudini. În timpul activității solare minime, câmpul magnetic al stelei, ca și câmpul geomagnetic al planetei noastre, este direcționat de-a lungul meridianului, liniile sale de forță sunt concentrate la poli și sunt rare în ecuator. Un astfel de câmp se numește dipol - numele reflectă prezența a doi poli. Câmpul magnetic al Soarelui este de aproximativ 50 gauss, iar câmpul magnetic al Pământului este de 100 de ori mai slab.
Pe măsură ce activitatea solară crește și crește numărul petelor solare de pe suprafața Soarelui, câmpul magnetic al stelei noastre începe să se schimbe. Fluxurile de inducție magnetică sunt închise în petele solare, iar magnitudinea câmpului din aceste zone crește de sute de ori. După cum observă David Hathaway, fizician solar la Marshall Space Flight Center, „curenții meridiani de pe suprafața soarelui captează și transportă fluxurile magnetice ale petelor solare de la latitudinile medii până la poli, iar câmpul dipolar slăbește constant”. Folosind datele colectate de astronomi la Observatorul Național SUA de la vârful Keith, acesta înregistrează câmpul magnetic mediu al Soarelui în fiecare zi în funcție de latitudine și timp din 1975 până în prezent. Rezultatul este un fel de hartă a traseelor \u200b\u200bcare înregistrează comportamentul fluxurilor magnetice pe suprafața Soarelui.
În modelul „dinam solar” (http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/dynamo.htm), se presupune că lumina noastră funcționează ca un generator de curent continuu, acționând în principal în zona de convecție. Câmpurile magnetice sunt create de curenții electrici care apar atunci când fluxurile de gaze ionizate fierbinți se mișcă. Observăm o serie de fluxuri în raport cu suprafața soarelui, toate acestea putând crea câmpuri magnetice de înaltă intensitate. Curentul meridian de pe suprafața Soarelui transportă mase mari de la ecuator la poli (75% din masa Soarelui este hidrogen, aproximativ 25% este heliu, iar ponderea altor elemente este mai mică de 0,1%). La poli, aceste fluxuri intră în interiorul luminii și formează un contracurent intern al materiei. Datorită acestei circulații a plasmei încărcate, funcționează generatorul de curent continuu magnetic solar. La suprafața Soarelui, viteza de curgere de-a lungul meridianului este de aproximativ 20 de metri pe secundă. În adâncurile Soarelui, densitatea materiei este mult mai mare și, prin urmare, viteza fluxului invers este redusă la 1-2 metri pe secundă. Acest curent lent transportă materialul de la poli la ecuator timp de aproximativ douăzeci de ani.
Teoria „dinamului solar” este în curs de dezvoltare și necesită noi date experimentale. Până acum, cercetătorii nu au observat niciodată în mod direct momentul inversării polarității magnetice a Soarelui. Astăzi, nava spațială Ulysses poate permite oamenilor de știință să testeze modele teoretice și să obțină informații unice.
Ulise este produsul colaborării internaționale dintre Agenția Spațială Europeană și NASA. A fost lansat în 1990 pentru a observa sistemul solar deasupra planului orbital al planetelor. După ce a trecut de polul sudic al soarelui, acum se întoarce să cadă pe polul său nord și să obțină informație nouă... Nava a zburat peste polii soarelui în 1994 și 1996, în timpul activității solare reduse, și a făcut câteva descoperiri importante despre razele cosmice și vântul solar. Misiunea finală a acestui cercetaș va fi explorarea Soarelui în perioada de activitate maximă, care va furniza date despre ciclul solar complet. Informații despre nava spațială solară Ulise sunt date la http://ulysses.jpl.nasa.gov.
Schimbările în curs nu se limitează la regiunea spațiului din apropierea stelei noastre. Câmpul magnetic al Soarelui ne limitează sistemul solar la o „bulă” uriașă care formează așa-numita heliosferă. Se extinde de la 50 la 100 de unități astronomice (1 AU \u003d 149 597 871 km, distanța medie de la Pământ la Soare) dincolo de orbita lui Pluto. Totul din interiorul acestei sfere este considerat sistemul solar și apoi - spațiul interstelar.
„Semnalul că câmpul magnetic al Soarelui are inversare este transmis prin heliosferă de vântul solar", explică Steve Suess, un alt astrofizician la Marshall Space Flight Center. „Este nevoie de aproximativ un an pentru ca acest mesaj să călătorească de la Soare la heliosfera exterioară. Pe măsură ce Soarele se rotește , făcând o revoluție la fiecare 27 de zile, câmpurile magnetice din afara luminarului au forma unei spirale Arhimede. Forma lor complexă nu ne permite să estimăm în detaliu din timp influența inversării câmpului magnetic asupra comportamentului heliosferei. "
Magnetosfera Pământului protejează locuitorii planetei de vântul solar. Flăcările solare sunt însoțite de furtuni magnetice și aurora boreală care poate fi observată în Alaska, Canada, Norvegia și teritoriile de nord ale țării noastre. Dar există alte conexiuni mai puțin evidente între activitatea solară și procesele de pe planetă. În special, s-a observat că seismicitatea Pământului crește odată cu trecerea maximului activității Soarelui și s-a stabilit o legătură între cutremurele puternice și caracteristicile vântului solar. Poate că aceste circumstanțe explică seria cutremurelor catastrofale care au avut loc în India, Indonezia și El Salvador după noul secol.
Câmp magnetic de idei moderne se formează în interiorul Soarelui în zona sa convectivă, situată direct sub suprafața solară (fotosferă). Rolul câmpului magnetic în dinamica proceselor care au loc pe Soare este enorm. Aparent, este cheia tuturor fenomenelor active care au loc în atmosfera solară, inclusiv a erupțiilor solare. Putem spune că dacă Soarele nu ar avea un câmp magnetic, atunci ar fi o stea extrem de plictisitoare.
Multe obiecte observate pe Soare își datorează și originea câmpului magnetic. De exemplu, petele solare sunt locuri în care buclele magnetice gigantice care ies din interiorul soarelui pătrund pe suprafața soarelui. Din acest motiv, grupurile de pete solare, de regulă, constau din două regiuni cu polaritate magnetică diferită - nord și sud. Aceste două zone corespund bazelor opuse ale tubului magnetic plutitor. Ciclul solar este, de asemenea, rezultatul modificărilor ciclice ale câmpului magnetic care au loc în interiorul soarelui. Proeminențele, care par să plutească în golul de deasupra suprafeței Soarelui, sunt susținute de fapt de liniile câmpului magnetic cu care sunt pătrunse. În cele din urmă, multe obiecte observate în coroană, în special serpentine și bucle, repetă pur și simplu în forma lor topologia câmpurilor magnetice înconjurătoare.
Măsurători ale câmpurilor magnetice
Câmpul magnetic afectează mișcarea particulelor încărcate care cad în el. Din acest motiv, electronii care alcătuiesc orice atom care se rotește în jurul nucleului într-o direcție, lovind un câmp magnetic, își vor crește energia, în timp ce electronii care se rotesc în cealaltă direcție își vor reduce energia. Acest efect (efectul Zeeman) duce la divizarea liniilor de emisie ale atomului în mai multe componente. Măsurarea acestei diviziuni face posibilă determinarea amplorii și direcției câmpului magnetic de pe obiectele aflate la distanță de noi, care sunt inaccesibile pentru cercetări directe, cum ar fi Soarele. Metode moderne Măsurătorile permit determinarea câmpului de pe suprafața solară cu o precizie ridicată, dar sunt adesea neputincioase atunci când se măsoară câmpul tridimensional din coroana solară. În acest caz, metode matematice speciale sunt folosite pentru a reconstitui imaginea completă tridimensională a câmpului din măsurători de suprafață.
Predicția vremii spațiale
Înțelegerea naturii câmpului magnetic solar și comportamentul acestuia vor permite predicții mai fiabile ale vremii spațiale. În prezent, există câteva indicații indirecte că ar putea apărea o erupție în regiunea activă. Cu toate acestea, predicțiile pe termen mai lung, cum ar fi, de exemplu, prezicerea duratei viitorului ciclu solar, sunt încă extrem de inexacte și nu se bazează pe modele fizice riguroase, ci pe căutarea diferitelor tipuri de dependențe empirice. Cu toate acestea, sperăm că în viitorul apropiat vom putea înțelege Soarele suficient de bine pentru a-și modela activitatea viitoare și a prezice vremea spațială în același mod în care se prezice vremea de pe Pământ acum.
Petele solare ne oferă cele mai ilustrative exemple de procese nestacionare pe Soare. În primul rând, aceasta este dezvoltarea lor rapidă. Uneori două sau trei zile sunt suficiente pentru ca o pată solară mare sau un grup mare de pete solare să se dezvolte într-un loc „curat” din fotosferă. Cu toate acestea, de regulă, dezvoltarea lor este mai lentă și mai lentă grupuri mari ajunge la maxim în 2-3 săptămâni. Pete și grupuri mici apar și dispar în decurs de o săptămână, în timp ce cele mari există de câteva luni. Se știe un loc care a existat timp de 1,5 ani. Când apare o pată, când penumbra sa este încă mică, aceeași granulație fotosferică (Hansky, Thyssen) este vizibilă în ea, care la dezvoltare ulterioară capătă un aspect fibros; fibrele sunt mult mai stabile decât granulele. Când o pată rotunjită de formă regulată se apropie de marginea solară, o observăm în proiecție și diametrul său în direcția razei discului solar este foarte redus (proporțional; vezi Fig. 8). În acest caz, se observă adesea așa-numitul efect Wilson, care constă în faptul că penumbra punctului de pe marginea marginii discului este clar vizibilă, iar din partea orientată spre centrul discului este puternic redusă. Acest fenomen permite asimilarea geometrică a unei pete solare la o depresiune gigantică cu pereți conici conici. Dar nu toate petele dezvăluie acest lucru.
De obicei, un grup de pete solare este întins de-a lungul longitudinii heliografice (în cazuri excepționale - până la 20 ° și mai mult). În același timp, două dintre cele mai mari pete solare cu penumbre separate sunt adesea conturate într-un grup, care au mișcări ușor diferite la suprafața Soarelui. Punctul estic se numește cel de frunte, cel de vest se numește următorul. O astfel de tendință de formare în perechi este adesea observată în petele solare individuale care nu formează grupuri cu un număr mare de petele solare mici prin satelit.
Figura: 38. Structura vortexului petelor din grupul bipolar. Direcțiile vârtejurilor sunt opuse. (Spectrogramă în raze Na)
Observațiile vitezei radiale de-a lungul diferitelor linii spectrale în diferite părți ale petelor solare și la diferite unghiuri de vedere ale acesteia arată prezența unor mișcări puternice (până la 3 km / s) în penumbra petelor solare - răspândirea materiei în părțile sale adânci și curgerea materiei la o altitudine mare. Aceasta din urmă este confirmată de structura vortexului vizibilă deasupra petelor de pe spectroheliogramele din raze. Direcțiile acestor vârtejuri sunt opuse în emisferele sudice și nordice ale Soarelui și indică în puncte unice fluxul de materie în conformitate cu modul în care ar trebui să fie deviată de forța Coriolis.
De obicei, mișcările sistematice nu mai sunt observate la marginea exterioară a penumbrei.
După cum sa menționat mai sus, petele solare au câmpuri magnetice puternice. O intensitate de 1000-2000 Oe este obișnuită și, într-un grup, la sfârșitul lunii februarie 1942, a fost măsurată o intensitate de 5100 Oe. Studiile detaliate ale distribuției direcției și intensității câmpului magnetic din interiorul petelor solare au arătat că, în centrul petei solare, liniile câmpului magnetic se desfășoară de-a lungul axei petei solare (în sus sau în jos), și pe măsură ce se deplasează către periferia petelor solare, se abat din ce în ce mai mult de la normal la suprafață, până la aproape 90 ° la marginea penumbrei. În acest caz, puterea câmpului magnetic scade de la maxim la aproape zero.
Figura: 39. Modificarea latitudinii medii și a polarității magnetice a petelor solare în cicluri succesive de activitate solară
Cu cât pata este mai mare, cu cât, de regulă, câmpul său magnetic este mai puternic, dar atunci când o pată mare, după ce a atins dimensiunea maximă, începe să scadă, puterea câmpului său magnetic rămâne neschimbată, iar fluxul magnetic total scade proporțional cu aria spotului. Acest lucru poate fi interpretat ca și cum pata facilitează doar îndepărtarea câmpului magnetic din exterior, care există mult timp sub suprafață. Ceea ce s-a spus este confirmat și de faptul că adesea câmpul magnetic nu dispare după dispariția petei, ci continuă să existe acolo și se intensifică din nou odată cu noua apariție a petei în aceeași regiune. Prezența câmpurilor permanente de suflare aici sugerează că există zone active stabile în aceste locuri.
În grupurile cu două pete mari, punctele anterioare și următoare au polarități magnetice opuse (figurile 38 și 39), ceea ce justifică denumirea unor astfel de grupuri - bipolare, spre deosebire de grupurile unipolare, care includ pete unice. Există grupuri complexe în care petele ambelor polarități sunt amestecate aleatoriu. În fiecare ciclu al activității solare, polaritățile locurilor anterioare și următoare din emisferele nordice și sudice sunt opuse una față de cealaltă.
Deci, dacă în emisfera nordică a Soarelui polaritatea primei pete solare este nordică (N), iar următoarea este sudică (S), în același timp în emisfera sudică polaritatea primei pete solare este S, iar următoarea este N. În acele rare pete solare care sunt traversate de ecuator , polaritatea jumătăților nord și sud este opusă. Dar odată cu sfârșitul ciclului activității solare, când minimul său trece, în fiecare emisferă, distribuția polarității magnetice la petele solare ale grupului bipolar se schimbă la cea care a fost în ciclul anterior pe emisfera opusă. Acest fapt important a fost instalat de Hale și colaboratori în 1913.
Deși câmpurile magnetice locale ale Soarelui sunt foarte puternice, câmpul său magnetic general este foarte slab și numai cu dificultate se remarcă pe fundalul câmpurilor locale numai în anii de minimă a petelor solare. Mai mult, este volatil. În anii 1953-1957, puterea sa corespundea unui dipol cu \u200b\u200binducție de 1 G, semnul era opus semnului câmpului magnetic al Pământului, iar axa dipolului coincidea cu axa de rotație. În 1957, semnul câmpului s-a schimbat în opus în regiunile polare sudice ale Soarelui, iar la sfârșitul anului 1958 - în regiunile nordice. Ultima modificare a semnului câmpului a fost observată în anii 1970-1971.
O schimbare a polarității magnetice a petelor cu sfârșitul ciclului solar nu este singurul semn al sfârșitului ciclului. Petele solare rareori se formează departe de ecuator. Zona lor preferată se află în latitudini heliografice de la 1-2 ° la 30 ° în ambele emisfere. La ecuator în sine, petele sunt rare, precum și la latitudini peste 30 °. Dar această imagine are o particularitate a schimbării sale în timp: primele pete ale noului ciclu (după imaginar) apar departe de ecuator (de exemplu, pata с a fost înregistrată la 15 martie 1914, din mai 1943 și din octombrie 1954), în în timp ce ultimele pete ale ciclului de ieșire sunt încă observate lângă ecuator. În perioada de glorie a ciclului, aproape de maximul său, petele solare pot fi găsite la toate latitudinile heliografice cuprinse între - 45 ° și + 45 ° (un grup de pete solare este cunoscut chiar și cu o latitudine de + 50 °, observat în iunie 1957 în timpul activității solare maxime), dar în principal între 5 și 20 °. Astfel, latitudinea heliografică medie a petelor solare scade constant pe măsură ce se dezvoltă ciclul de 11 ani al activității solare, iar noile pete solare apar din ce în ce mai aproape de ecuator (Fig. 39). Acest model a fost stabilit pentru prima dată în 1858 de Carrington și este uneori numit legea lui Spörer (deși acesta din urmă l-a stabilit 10 ani mai târziu).
Astfel, dacă prin perioadă ne referim la o perioadă de timp în care toate proprietățile se schimbă și revin la starea lor inițială, atunci adevărata perioadă a activității solare nu este de 11 ani, ci de 22 de ani. Interesant este că o alternanță a înălțimii maxime prin ciclu confirmă, de asemenea, periodicitatea de 22 de ani. De asemenea, este planificat un ciclu de activitate solară de 80 de ani. Pentru unii motive interne activitatea solară variază foarte mult cu o perioadă caracteristică de aproximativ un secol.
Deci, între 1645 și 1715. aproape nu exista pete solare pe soare, iar grupul a apărut o singură dată. Acesta este așa-numitul minim Maunder. Un alt minim, minimul Spöhrer, a fost între 1410 și 1510. Dimpotrivă, înălțimea medievală este între 1120 și 1280. a fost foarte energic, ca cel pe care îl experimentăm acum. Variațiile descrise au fost însoțite de fluctuații ale temperaturii medii anuale în Anglia în limita a 1 ° C.
In spate anul trecut teoria structurii soarelui și a fenomenelor de pe acesta a avansat foarte mult. În special, pe baza experimentelor de laborator cu plasmă, au ajuns la concluzia că câmpurile magnetice de pe Soare joacă foarte mult rol mare în fenomenele observate pe ea.
Reacțiile nucleare au loc în miezul Soarelui, unde temperatura este destul de ridicată - 16 milioane de grade. Raza acestei zone, unde energia este generată în reacțiile nucleare, se pare că este de aproximativ 200.000 km. Cu distanța față de centrul Soarelui, temperatura scade rapid - cu 20 ° pentru fiecare kilometru. În această regiune, energia radiantă este transferată prin radiație. Înainte de a ajunge la o zecime din raza către fotosferă, temperatura scade mai încet și convecția participă la transferul de energie sub forma unei creșteri verticale a gazelor fierbinți și a unei căderi a gazelor reci. Există o amestecare a substanței, care, totuși, este inegală în direcții diferite.
În fotosferă, atomii de hidrogen sunt în mare parte neutri, în cromosferă, care este un strat de tranziție, se ionizează și se produce ionizarea completă în coroană. Grosimea fotosferei este de numai 200-300 km, adică aproximativ V300 din raza solară. Astfel, atmosfera Soarelui este formată din plasmă - un amestec de ioni și electroni liberi. Cromosfera, care este de sute de mii de ori mai puțin densă decât fotosfera, trece în coroană. Datorită iradierii cu energia emisă de fotosferă, la temperatura sa de 6000 °, termometrul din cromosferă ar arăta 5000 ° și chiar mai puțin în coroană. Particulele de gaz rarefiate din cromosferă și coroană ar lovi termometrul atât de rar încât nu ar putea să-l încălzească. Cu toate acestea, viteza de mișcare a particulelor în cromosferă și coroană este foarte mare. Se știe că temperatura unui gaz poate fi măsurată prin energia cinetică a particulelor sale. Aceasta este așa-numita temperatură cinetică. În fotosferă, temperaturile radiației și temperaturile cinetice corespund unele cu altele, dar în cromosferă și coroană acestea diferă puternic - în cromosferă temperatura cinetică este de zeci de mii de grade, iar în coroană - aproximativ un milion de grade.
„Încălzirea” cromosferei are loc datorită energiei undelor care se propagă în ea, generată de mișcarea granulelor din fotosferă. Într-o coroană care se extinde până la 10 raze solare, numărul de atomi din 1 cm 3 este de 100 de miliarde de ori mai mic decât numărul de molecule din 1 cm 3 de aer la suprafața Pământului. La aceeași densitate ca aerul, ar exista suficientă materie în coroană pentru stratul care înconjoară Soarele, cu o grosime de doar câțiva milimetri. Principala „emisie radio a Soarelui apare în el”. Cu aceeași intensitate ca și corona, un corp încălzit de aceeași dimensiune ar emite la o temperatură de un milion de grade, iar o astfel de temperatură cinetică este necesară, așa cum am văzut, și liniile strălucitoare ale metalelor ionizate multiplice observate în spectrul coroanei.
Studiul interacțiunii câmpului magnetic și a plasmei a arătat că plasma în ansamblu nu este afectată de mișcarea de-a lungul liniilor de forță ale câmpului magnetic. Când particulele încărcate electric se deplasează peste liniile câmpului (de exemplu, când curge curent), apare un câmp magnetic suplimentar. Adăugarea acestor câmpuri magnetice determină curbura și alungirea liniilor de forță în urma mișcării materiei. Între timp, liniile magnetice de forță au o tensiune care tinde să le îndrepte. Aceasta creează o presiune magnetică, iar câmpul, împiedicând plasma să treacă liniile de forță, îl încetinește și chiar îl poate trage de-a lungul câmpului dacă este puternic. Dacă este slabă, atunci plasma mișcă liniile de forță împreună cu ea. Deci, în toate cazurile putem spune că liniile de forță sunt, așa cum ar fi, „înghețate” în plasmă.
Aceste informații, precum și măsurători regulate ale intensității câmpului magnetic în diferite locuri ale Soarelui, au făcut posibilă abordarea explicației multor fenomene de pe acesta.
Câmpul magnetic general al Soarelui este foarte slab, dar se pare că joacă un rol important. Razele coroanei, în special în regiunile polare ale Soarelui, sunt situate ca niște linii de forță care ies și intră la polii unei bile magnetizate. Schimbarea direcției câmpului în fiecare emisferă a Soarelui de la un ciclu solar la următorul este de asemenea foarte importantă. Motivul acestei schimbări nu este încă clar, dar sunt cunoscute stelele cu câmpuri magnetice foarte puternice, în care polaritatea câmpului se schimbă și ea periodic.
Când Soarele se rotește, straturile cele mai rapide (ecuatoriale) poartă de-a lungul liniilor de forță ale câmpului general slab al Soarelui, care sunt „înghețate” în ele. Aceste linii se întind sub fotosferă și vânt în jurul Soarelui de șase ori în trei ani, formând o spirală strânsă. Dacă liniile de forță sunt situate mai aproape unul de altul, atunci înseamnă că câmpul magnetic general (și distorsionat aici) al Soarelui a crescut.
Mai aproape de poli, liniile de forță ale câmpului general apar din fotosferă în sus și, prin urmare, câmpul nu este amplificat aici. Cu toate acestea, la ecuatorul însuși, unde viteza unghiulară de rotație într-o anumită zonă se schimbă puțin, câmpul nu crește și, la latitudini + 30 °, unde viteza de rotație se schimbă cel mai rapid, amplificarea câmpului este maximă. Deci, sub fotosferă, se formează similitudini ale tuburilor de linii de câmp condensate. Presiunea gazului din ele se adaugă la presiunea câmpului magnetic, perpendicular pe liniile sale. Gazul din „tub” se extinde și devine, parcă, mai ușor și poate „pluti” în sus. În acest loc, unde se apropie de suprafață, se observă o creștere a câmpului magnetic pe Soare, apoi apariția unei torțe și în spatele ei câmpul de torțe. Gazele lor fierbinți cresc mai mult decât locurile învecinate din fotosferă, deoarece câmpul magnetic slab din jurul lor amortizează mișcările mici turbulente care tind să încetinească fluxul de gaz fierbinte care iese. Încălzirea are loc și deasupra torțelor din cromosferă și apar flocule fierbinți. În cele din urmă, o strălucire mai strălucitoare începe deasupra floculilor din coroană. Așa se dezvoltă regiunea activă de pe Soare. Urcând la suprafață și traversând-o, tubul cu linii condensate de forță formează amplificări locale ale câmpului magnetic și apar petele solare. Lor temperatura scazuta datorită faptului că un câmp magnetic foarte puternic în această regiune suprimă nu numai turbulențele, ci și mișcările convective puternice. Prin urmare, aici fluxul de gaze fierbinți de dedesubt se oprește, în timp ce în jurul locului, în zona torțelor și a floculelor, convecția printr-un câmp magnetic slab este îmbunătățită, deoarece suprimă turbulența slabă și acolo este facilitat fluxul de gaze fierbinți de dedesubt. Este clar că intersecția tubului curbat cu această suprafață în două locuri determină polarități magnetice opuse în cele două puncte principale. Ieșirea tubului din fotosferă și împrăștierea liniilor sale duc la fragmentarea și dispariția a două pete principale formate de intersecția tubului de flux cu suprafața Soarelui. Ieșirea liniilor de forță a tubului în cromosfera și coroana rarefiată, unde presiunea gazului este mai mică decât presiunea câmpului magnetic, duce la faptul că liniile diverg, formând bucle și arcuri.
Treptat, zonele de activitate cu tuburile magnetice care le generează în partea de est formează pete cu polarități opuse celei care se afla la începutul ciclului la acest pol al Soarelui. Acest lucru determină mai întâi neutralizarea fostului câmp magnetic general și apoi, cu trei ani înainte de sfârșitul ciclului de 11 ani al activității solare, creează un câmp general de polaritate opusă.
După 11 ani, fosta imagine a polarităților câmpului general este restabilită.
Astfel, în principalele sale caracteristici, se pare că se obține explicația corectă (dată de Babcock), periodicitatea de 22 de ani a activității solare.
Flăcările cromosferice de pe Soare se formează în apropierea punctelor neutre ale câmpurilor magnetice din regiunile active, unde tensiunea câmpului crește rapid cu distanța față de aceste puncte. Aici are loc o compresie extrem de rapidă a câmpului magnetic împreună cu plasma în care este „înghețată”, iar energia câmpului magnetic este transformată în radiația gazului. Plasma este comprimată într-un filament subțire și temperatura sa crește brusc - până la câteva zeci de mii de grade. Densitatea cromosferei crește aici de sute de mii de ori în câteva minute.
Pe lângă o creștere uriașă a temperaturii și, odată cu aceasta, radiațiile, în special ultraviolete și raze X, racheta cromosferică constă și în așa-numita explozie de emisie radio. La valuri de metri, acesta din urmă este amplificat până la zeci de milioane de ori.
Sursa acestei emisii radio se deplasează de la cromosferă la coroană cu o viteză de aproximativ 1000 km / sec. Probabil apare ca urmare a ejectării razelor cosmice generate de rachetă și a bombardării plasmei cu aceste raze, care provoacă oscilații ale plasmei, generând o explozie de emisii radio.
Razele observate în coroană sunt aparent generate de aceste fluxuri de particule rapide, încărcate electric, trăgând liniile de forță ale câmpului magnetic. Atât acest câmp, cât și plasma coronă încetinesc fluxurile de particule, dar unele dintre ele scapă din atmosfera Soarelui și, căzând în atmosfera Pământului, produc aurore. Schimbarea imaginii câmpului magnetic al Soarelui de la minimul activității sale la maxim determină modificările formei coroanei, despre care am discutat deja.
Multe proeminențe, cum ar fi razele coroanei, sunt cauzate de mișcarea gazului de-a lungul liniilor de forță, motiv pentru care, de exemplu, sunt evacuate de-a lungul unei traiectorii arcuite și „rulate” înapoi pe suprafața Soarelui. Aparent, proeminențele sunt situate în principal în zonele de schimbări liniste ale câmpului magnetic. Apariția luminiscenței proeminențelor brusc în partea de sus și apoi mișcarea lor doar în jos, se pare că se datorează unor procese similare cu cele date de rachete cromosferice, dar mai puțin ascuțite. Comprimarea câmpului magnetic duce la comprimarea gazului relativ rece, la creșterea densității acestuia și la strălucire.
Acestea sunt principalele caracteristici ale teoriei moderne, în principal gaz-magnetice, a fenomenelor solare.