Новый метод измерения магнитного поля Солнца

Люди, посвятившие себя изучению Солнца, неизбежно встречаются с одной проблемой. Их наблюдения проводятся издалека. Они полагаются на изображения и данные, полученные с расстояния в 140 миллионов километров. Как ни крути, такие данные не позволяют создать точную картину магнитных полей, существующих и, главное, постоянно меняющихся, около Солнца.

Но оставить эту проблему нельзя. Напротив, ученым следует уделить ей максимальное внимание. Понимание структуры и динамики этих полей позволит разобраться в том, как корональные выбросы путешествуют в пространстве, в том числе, в направлении Земли, где они могут нанести серьезный ущерб спутникам. Группа американских специалистов разработала подход, объединяющий старые, испробованные во многих областях знания математические методы и новые теории и экспериментальные техники наблюдения за динамикой корональных масс для того, чтобы создать новую, достаточно точную модель магнитных полей около Солнца. В первую очередь – в верхних слоях его атмосферы, в короне.

«Магнитное поле – своеобразный скелет всей гелиосферы, оно определяет, как частицы и корональные массы движутся в сторону Земли», – говорит специалист по Солнцу, физик из Центра космических полетов имени Годдарда Нэт Гопалсуами. По его словам, измерение магнитных полей около поверхности Солнца стало для физиков рутинной работой, но вот подняться выше и проводить измерения в атмосфере, особенно в ее верхних слоях, пока толком не научились. «До недавнего времени мы могли измерять магнитное поле только в верхней части короны и при определенных условиях. Новая методика позволит проводить более общие исследования».

Для использования нового метода нужно лишь иметь хорошие измерения коронального выброса. Метод основывается на взаимодействии между объектом, движущимся через газ и самим газом. При этом возникает ударная волна, вокруг объекта возникает область сжатого, неравновесного газа, примерно как при движении реактивного самолета. Это было открыто еще в 1960-х годах. Если же объект движется через электризованный газ, плазму, его взаимодействие с газом обуславливается также магнитным полем, в особенности его напряженностью. Такую ударную волну с магнитном поле называют головной.

Проблема заключается в том, чтобы в верхней короне засечь головную ударную волну. В верхней части короны ученым пока не удавалось заметить тех явлений, по которым обычно и различают ударную волну в областях, которые ближе к поверхности Солнца. Однако 25 марта 2008 года Солнце предоставило ученым шанс проникнуть в свои секреты. Образовался корональный выброс, двигавшийся со скоростью почти в 5 миллионов километров в час. Он был замечен многими космическими аппаратами, занимающимися наблюдением за Солнцем. За счет этого было получено трехмерное изображение движения корональных масс. Оказалось, что в лимбе (в крайних областях Солнца) хорошо заметно движение корональных масс. Все явления, наблюдаемые в лимбе, чрезвычайно удобны для наблюдения и анализа. Ученые получили отличные данные о динамике коронального выброса.

Гопалсуани предположил, что ударная волна может быть видна на стандартных изображениях в белом цвете. Она действительно была видно, но не так, как он предполагал. Траектории ударных волн были на удивление неточны, что особенно странно в тонкой атмосфере Солнца. Вместо того, чтобы быть вблизи самих корональных масс, ударные волны вырывались с границ движущейся массы.

Во время выброса 25 марта ученым удалось заметить контуры своего рода диффузионного кольца около границ коронального выброса. Их структура позволила определить силу магнитного поля, приводящего к смещению ударных волн. Расстояние между корональными массами и фронтом ударной волны, а также радиус искривления траектории выброса дают исчерпывающую информацию для определения магнитных свойств среды, через которую они движутся. Можно сказать, аналогично по волнам можно определить, движутся ли они в воде или, например, в масле.

Скорость распространения ударной волны может быть использована для того, что определить так называемую скорость Альфвена – скорость распространения волны Альфвена. Эта скорость определяет, как быстро волна может проходить через магнитную среду. Это – аналог скорости распространения звуковой волны в воздухе. По этой скорости можно определить, до какой степени может дойти скорости объекта до того, как он создаст ударную волну. Определив эту волну, можно затем вычислить напряженность магнитного поля в среде.

Математические модели, используемые при этих преобразованиях, были объединены с более привычными моделями распространения ударных волн и позволили создать новую теорию движения корональных масс и их воздействия на Землю. Это – свидетельство того, как математические методы, применяемые в различных областях знания могут использоваться совместно. В данном случае используется метод, изначально разработанный для изучения геомагнитного поля. Затем он был расширен для анализа движения корональных масс в межпланетном пространстве, затем – около Солнца и, наконец, для определения магнитного поля в короне.

Для верификации нового метода ученые провели измерения напряженности магнитного поля на разных расстояниях от Солнца. Эти данные хорошо совпали с предсказаниями новой модели, что позволяет надеяться, что новая разработка скоро будет активно применяться для измерения напряженности магнитного поля в короне. Совместно с другими данными, которые в настоящее время доступны измерению человеком, такими как плотность, температура и направление линий магнитного поля, измерения напряженности магнитного поля позволят получить полную картину магнитного поля в короне Солнца.

Знание магнитного поля совершенно необходимо для предсказания космической погоды.