Солнце: различия между версиями
| [непроверенная версия] | [непроверенная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
もげ子 (обсуждение | вклад) ← Отмена правки 5564623 участника 89.41.68.135 (обсуждение) |
|||
Строка 108:
В [[2001]] году в нейтринной обсерватории в Садбери ([[:en:Sudbury Neutrino Observatory|Sudbury Neutrino Observatory]]) были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов и было показано, что их полный поток согласуется со [[стандартной солнечной моделью]]. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другого [[Поколение (физика элементарных частиц)|поколения]] как в [[вакуум]]е (собственно «[[нейтринные осцилляции]]»), так в солнечном веществе («[[эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна]]»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена.
== '''
Так как солнечная [[плазма]] имеет достаточно высокую [[проводимость|электропроводность]], в ней могут возникать [[электрические токи]] и, как следствие, [[магнитное поле|магнитные поля]]. Непосредственно наблюдаемые в солнечной фотосфере магнитные поля принято разделять на два типа, в соответствии с их масштабом.
Крупномасштабное (''общее'' или ''глобальное'') магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца, имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка нескольких [[гаусс]]. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно [[диполь]]ную структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»). На этой фазе общее магнитное поле Солнца не исчезает полностью, но его структура носит не дипольный, а [[квадруполь]]ный характер. Поcле этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца равен удвоенной продолжительности солнечного цикла — примерно 22 года («закон Хейла»).
Средне- и мелкомасштабные (''локальные'') поля Солнца отличаются значительно бо́льшими напряжённостями полей и меньшей регулярностью. Самые мощные магнитные поля (до нескольких тысяч гаусс) наблюдаются в группах [[солнечные пятна|солнечных пятен]] в максимуме [[Солнце#Солнечная активность и солнечный цикл|солнечного цикла]]. Магнитные поля солнечных пятен, как правило, приблизительно ориентированы вдоль линии восток-запад и имеют биполярную или мультиполярную структуру, то есть выходят из фотосферы в пятнах одной полярности и входят в неё в других пятнах той же группы, но с противоположной полярностью. При этом, за редкими исключениями, полярность самого крупного пятна группы (p-пятна или «лидера») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца. В фотосфере также наблюдаются униполярные области, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряжённость магнитного поля (несколько гаусс), но большую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца).
Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в [[Солнце#Конвективная зона|конвективной зоне]] с помощью механизма [[Гидромагнитное динамо|гидромагнитного конвективного динамо]]. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.
Существует также предположение о наличии первичного (то есть возникшего при возникновении Солнца или, по крайней мере, очень долгоживущего) магнитного поля ниже дна конвективной зоны — в [[Солнце#Лучистая зона|лучистой зоне]] и [[Солнце#Ядро|ядре]] Солнца, хотя наблюдательных оснований для такого предположения пока ещё недостаточно.
== История наблюдений за Солнцем ==
| |||