Фото: Windell Oskay Общие сведения о магнетизме
Магнетизм является универсальным свойством материи. Причина тому — наличие магнитных моментов у электронов, протонов и нейтронов — кирпичиков мироздания, из которых состоят атомы и молекулы, а значит, и все тела. В результате магнитными свойствами обладают все окружающие нас предметы. Наиболее ярко они проявляются в сильномагнитных веществах (магнитоупорядоченных — ферромагнитных, антиферромагнитных, ферримагнитных), но обладают ими и слабомагнитные вещества, хотя последние часто довольно слабо реагируют на магнитные поля.
Если мы обратимся к просторам Космоса, то увидим, что окружающий нас мир состоит, в основном, из частично или полностью ионизованной плазмы, пронизанной магнитными полями. Неплазменными являются только межзвездные пылинки и их конгломераты (например, ядра комет), а также более крупные тела: планеты, нейтронные звезды и т. д.
Плазма не относится к сильномагнитным веществам, но заряженные частицы космической плазмы, а через них и вся плазма, очень тесно связаны с магнитными полями, Во многих случаях влияние магнитных полей на процессы, протекающие в космической плазме, является определяющим. В других случаях, напротив, движения вещества формируют магнитные свойства космической среды.
Неплазменные тела занимают исчезающе малую часть объема Вселенной и содержат лишь небольшую (1%) долю массы вещества. Они, как правило, обладают собственными магнитными полями, приводящими к разнообразным эффектам, проявляющимся при наблюдении этих тел.
Таким образом, магнетизм в Космосе играет не меньшую, а, по-видимому, большую роль, чем магнетизм в привычном нам мире макротел. И возникает космический магнетизм под действием факторов, отличных от земных магнитов. На Земле наиболее сильные проявления магнетизма обычно определяются ориентацией магнитных моментов атомов и элементарных частиц, составляющих сильные магниты. В Космосе какой-либо заметной магнитной упорядоченности не встречается, и магнитные поля порождаются токами, текущими в космической плазме. Но и здесь картина резко отличается от привычной для землян. Из-за огромных размеров космических объектов магнитное поле, возникнув однажды, способно существовать без поддерживающих сил очень долго — иногда многие миллиарды лет. Для их поддержания достаточно совершенно ничтожных, незаметных токов, В результате для космической плазмы обычна ситуация, когда крупномасштабные электрические поля исчезающе слабы, а магнитные — сильны.
После запуска первого искусственного спутника Земли в 1957 г. появилась возможность непосредственного детального изучения околоземного космического пространства, а также и межпланетного пространства. Образовалось новое научное направление — физика Космоса, или космофизика. В этой области знаний, появившейся на стыке астрономии, геофизики и физики, за последнюю четверть века накоплено огромное количество информации. В результате магнитные поля «ближнего Космоса» и их проявления изучены несравненно более подробно, чем в более далеких объектах. Но и о самых удаленных космических телах современными методами удается получить много важной, интересной и часто неожиданной информации.
Магнетизм Звёзд
Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.
В 2010 г. астрофизикам впервые удалось зарегистрировать узел в магнитном поле звезды. Раньше подобные объекты регистрировались только в поле Солнца.
В рамках исследования ученые использовали несколько телескопов, расположенных на разных континентах, чтобы вести пристальное наблюдение за Алголем - тройной звездой в созвездии Персей. Эта система располагается на расстоянии примерно 93 световых лет от Земли.
Ученых интересовали Алголь A и B , которые вращаются примерно на расстоянии 0,06 астрономические единицы (среднее расстояние от Земли до Солнца) друг от друга. Третья звезда располагается достаточно далеко от первых двух - на расстоянии около 2,7 астрономических единиц.
На полученных астрофизиками снимках видна петля, которая начинается и заканчивается в полюсах Алголя B - более мелкой из двух звезд. При этом сама петля протянулась в направление Алголя А. Ученые подчеркивают, что ничего подобного ранее увидеть не удавалось.
Совсем недавно ученым удалось разглядеть на красном сверхгиганте Бетельгейзе пятна. По словам исследователей, эти формирования ассоциируются с конвективными процессами.
Особенности магнитного поля Солнца
В отличие от ближайшего космического пространства, непосредственное измерение магнитных полей на Солнце магнитометрами невозможно не только из-за технических трудностей посылки космического зонда к Солнцу, но также из-за высокой температуры его вещества, которую не может выдержать ни один прибор). Поэтому как на Солнце, так тем более и на других более удаленных объектах, магнитные поля можно измерять лишь косвенно — анализируя электромагнитное излучение.
Д. Хейл был первым, кто продемонстрировал существование магнетизма за пределами Земли. Многолетние наблюдения показали, что сильные магнитные поля имеются лишь в так называемых активных областях на Солнце — в солнечных пятнах (десятые доли тесла или тысячи гаусс) и окружающих их факельных полях где магнитная индукция порядка тысячных долей тесла (десятки и сотни гаусс). В других местах типичны поля 0,1—0,2 мТл (1—2 Гс), так что вне активных областей магнитное поле Солнца имеет близкий к ди-польному характер с магнитными полюсами, примерно совпадающими с осью вращения. Дипольный характер поля лучше всего прослеживается на гелиогра-фических широтах (широтах на Солнце) больше 60°, где не бывает активных областей и поле весьма регулярно. Наиболее замечательным обстоятельством оказалось то, что общее магнитное поле Солнца меняется в ходе 11-летнего цикла солнечной активности, так что в течение одного 11-летнего периода регулярное поле на Солнце одного знака, например, северный магнитный полюс совпадает с северным гелиографическим, а на протяжении следующего 11-летнего цикла полярность оказывается противоположной.
Таким образом, на самом деле цикличность солнечной активности имеет период не 11 лет, а 22—23 года. В периоды «переполюсовки» поле в северном и южном полушариях меняет знак не одновременно. На несколько месяцев или год Солнце превращается в магнитный «монополь». Магнитные поля биполярных областей также подчиняются некоторому закону чередования. В течение 11-летнего цикла все восточные части областей одного полушария Солнца имеют северную полярность, а западные — южную. В другом полушарии восточные и западные части биполярных областей имеют противоположную последовательность полюсов. В следующем 11-летнем цикле полярности восточных и западных частей меняются.
Наиболее ярким наблюдательным проявлением 11-летнего цикла, по которому он и был открыт Г. Швабе в 1843 г., являются периодические вариации количества активных областей на Солнце. Новый цикл солнечной активности начинается с того, что в период минимума числа пятен появляются активные области на широтах около ±30°. Далее средняя широта активных областей убывает. Получающаяся диаграмма распределения пятен по широтам в функции времени напоминает бабочек. Из-за этого ее часто называют «бабочками» Маундера, по фамилии ученого, впервые построившего такую зависимость.
Первые телескопические наблюдения солнечных пятен выполнены Г. Галилеем в 1610 г. Но пятна на Солнце были известны многим народам и раньше. Изредка появляются пятна таких размеров, что их можно видеть невооруженным глазом. Иногда наблюдения столь крупных пятен фиксировалось в летописях. Например, в русских летописях 1365 и 1371гг. говорится, что они были видны «аки гвозди». В китайских летописях имеются упоминания о пятнах, относящиеся ко II веку н. э.
Систематические наблюдения пятен проводятся с середины XVIII в. Однако характер изменения солнечной активности можно проследить и в более далеком прошлом на основании более старых наблюдений, включая первые зарисовки пятен с использованием телескопов и исторические данные о них а также по содержанию радиоактивного изотопа углерода.
Возникновение солнечных пятен всегда связано с появлением значительных (0,1 Тл = 1000 Гс) магнитных полей. Таким образом, Солнце является магнитопеременной звездой с довольно сложным характером переменности.
В приполярных районах Солнца силы Кориолиса разворачивают поднимающиеся магнитные петли. Этот тип движений способен приводить к образованию близкого к дипольному полоидального крупномасштабного магнитного поля в области полярных шапок на Солнце. Это поле создает характерный вид приполярных областей солнечной короны, подобный «щеточкам». Они особенно заметны в минимумы солнечной активности.
Источник.
| 
