Ang magnetic field ng Araw ay napapalibutan ng magnetic foam, gaya ng iniulat ng Voyagers mula sa gilid ng Solar System. Magnetic phenomena sa araw Electromagnetic field ng araw
L. SHIRSHOV, mananaliksik sa Institute of High Energy Physics.
Ang solar wind (isang stream ng charged particles) ay dumadaloy sa paligid ng Earth at nakikipag-ugnayan sa magnetic field nito, na bumubuo ng shock wave sa layo na sampung Earth radii mula sa planeta.
Istraktura ng solar magnetic field sa ecliptic plane. Ang patlang ay nahahati sa ilang mga sektor, kung saan ito ay nakadirekta alinman sa luminary o malayo mula dito.
Pamamahagi ng solar magnetic field sa kalawakan. Sinasaklaw ng field ang buong solar system sa isang higanteng "bula"; ang hangganan nito ay tinatawag na heliopause. Dahil sa pag-ikot ng Araw, ang magnetic field ay nagiging hugis ng Archimedes spiral. Ang kurba na ito ay inilalarawan ng eksaktong
Ang solar wind (isang stream ng charged particles) ay dumadaloy sa paligid ng Earth at nakikipag-ugnayan sa magnetic field nito, na bumubuo ng shock wave sa layo na sampung Earth radii mula sa planeta.
Sa pinakadulo simula ng bagong siglo, binago ng ating luminary na Araw ang direksyon ng magnetic field nito sa kabaligtaran. Ang pagbaliktad ng mga magnetic pole (reversal) ay naitala ng mga espesyalista ng NASA (National Aeronautics and Space Administration) na sinusubaybayan ang pag-uugali ng Araw. Ang artikulo, "The Sun Reverses," na inilathala noong Pebrero 15, ay nagsasaad na ang magnetic north pole nito, na nasa Northern Hemisphere ilang buwan lang ang nakalipas, ay nasa Southern Hemisphere na ngayon.
Ang ganitong kaganapan ay malayo sa kakaiba. Ang buong 22-taong magnetic cycle ay nauugnay sa 11-taong cycle ng solar activity, at ang pole reversal ay nangyayari sa panahon ng maximum nito. Ang mga magnetic pole ng Araw ay mananatili na ngayon sa mga bagong lugar hanggang sa susunod na paglipat, na nangyayari sa regularidad ng mekanismo ng mekanismo ng relos. Ang mga dahilan para sa parehong pagbaliktad at ang cyclicity ng solar activity mismo ay mahiwaga. Ilang beses ding binago ng geomagnetic field ang direksyon nito, ngunit huling beses nangyari ito 740 thousand years ago. Ang ilang mga mananaliksik ay naniniwala na ang ating planeta ay overdue na para sa isang magnetic pole reversal, ngunit walang sinuman ang maaaring tumpak na mahulaan kung kailan ito mangyayari ngayon.
Bagama't magkaiba ang pag-uugali ng mga magnetic field ng Araw at Lupa, mayroon din silang mga karaniwang katangian. Sa panahon ng minimum na aktibidad ng solar, ang magnetic field ng bituin, tulad ng geomagnetic field ng ating planeta, ay nakadirekta sa kahabaan ng meridian, ang mga linya ng puwersa nito ay puro sa mga pole at bihira sa rehiyon ng ekwador. Ang nasabing patlang ay tinatawag na dipole - ang pangalan ay sumasalamin sa pagkakaroon ng dalawang pole. Ang lakas ng magnetic field ng Araw ay humigit-kumulang 50 gauss, at ang magnetic field ng Earth ay 100 beses na mas mahina.
Habang dumarami ang aktibidad ng solar at dumarami ang mga sunspot sa ibabaw ng Araw, nagsisimulang magbago ang magnetic field ng ating bituin. Ang mga daloy ng magnetic induction ay sarado sa mga sunspot, at ang lakas ng field sa mga lugar na ito ay tumataas nang daan-daang beses. Gaya ng sinabi ni David Hathaway, isang solar physicist sa Marshall Space Flight Center, "Ang mga meridian na alon sa ibabaw ng Araw ay kumukuha at nagdadala ng sunspot magnetic fluxes mula sa kalagitnaan ng latitude hanggang sa mga pole, at ang dipole field ay patuloy na humihina." Gamit ang data na nakolekta ng mga astronomo sa US National Observatory sa Whale Peak, itinatala nito ang average na magnetic field ng araw araw-araw bilang isang function ng latitude at oras mula 1975 hanggang sa kasalukuyan. Ang resulta ay isang uri ng mapa ng ruta na nagtatala ng pag-uugali ng mga magnetic flux sa ibabaw ng Araw.
Ipinapalagay ng modelong "solar dynamo" (http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/dynamo.htm) na ang ating bituin ay gumagana bilang generator direktang kasalukuyang, na pangunahing gumagana sa convection zone. Ang mga magnetic field ay nilikha ng mga electric current na lumalabas kapag ang mga daloy ng mainit na ionized na mga gas ay gumagalaw. Naoobserbahan namin ang isang bilang ng mga daloy na nauugnay sa ibabaw ng Araw, na lahat ay maaaring lumikha ng mga high-intensity magnetic field. Ang daloy ng meridian sa ibabaw ng Araw ay nagdadala ng malalaking masa mula sa ekwador hanggang sa mga pole (75% ng masa ng Araw ay hydrogen, humigit-kumulang 25% ay helium, at ang iba pang elemento ay kulang sa 0.1%). Sa mga pole, ang mga daloy na ito ay pumapasok sa loob ng bituin at bumubuo ng panloob na kontra-kurus ng bagay. Dahil sa sirkulasyong ito ng sisingilin na plasma, gumagana ang isang solar magnetic direct current generator. Sa ibabaw ng Araw, ang bilis ng daloy sa kahabaan ng meridian ay humigit-kumulang 20 metro bawat segundo. Sa kalaliman ng Araw, ang density ng bagay ay mas mataas, at samakatuwid ang bilis ng reverse countercurrent ay nabawasan sa 1-2 metro bawat segundo. Ang mabagal na daloy na ito ay nagdadala ng materyal mula sa mga pole patungo sa ekwador sa loob ng humigit-kumulang dalawampung taon.
Ang teorya ng "solar dynamo" ay nasa ilalim ng pagbuo at nangangailangan ng bagong pang-eksperimentong data. Hanggang ngayon, ang mga mananaliksik ay hindi kailanman direktang naobserbahan ang sandali ng magnetic polarity reversal ng Araw. Ngayon, maaaring payagan ng Ulysses spacecraft ang mga siyentipiko na subukan ang mga teoretikal na modelo at makakuha ng mga natatanging insight.
Ang "Ulysses" ay kumakatawan sa prutas internasyonal na kooperasyon European Space Agency at NASA. Ito ay inilunsad noong 1990 upang obserbahan ang solar system sa itaas ng orbital plane ng mga planeta. Nakapasa polong timog ng Araw, bumabalik na siya ngayon upang mahulog sa north pole at extract nito bagong impormasyon. Ang bapor ay lumipad sa ibabaw ng mga pole ng Araw noong 1994 at 1996, sa mga panahon ng pagbabawas ng aktibidad ng solar, at gumawa ng ilang mahahalagang pagtuklas tungkol sa mga cosmic ray at solar wind. Ang huling misyon ng reconnaissance na ito ay ang pag-aaral ng Araw sa panahon ng maximum na aktibidad, na magbibigay ng data sa buong solar cycle. Ang impormasyon tungkol sa Ulysses solar spacecraft ay makukuha sa http://ulysses.jpl.nasa.gov.
Ang mga patuloy na pagbabago ay hindi limitado sa rehiyon ng espasyo malapit sa ating bituin. Nililimitahan ng magnetic field ng Araw ang ating Solar System sa isang higanteng "bubble" na bumubuo sa tinatawag na heliosphere. Ito ay umaabot mula 50 hanggang 100 astronomical units (1 AU = 149,597,871 km, ang average na distansya mula sa Earth hanggang sa Araw) sa kabila ng orbit ng Pluto. Lahat ng nasa loob ng globo na ito ay itinuturing na Solar System, at pagkatapos ay interstellar space.
"Ang senyas na ang magnetic field ng araw ay bumabaligtad ay ipinapadala sa pamamagitan ng heliosphere ng solar wind," paliwanag ni Steve Suess, isa pang astrophysicist sa Marshall Space Flight Center "Ito ay tumatagal ng halos isang taon para sa mensaheng ito upang maglakbay mula sa araw hanggang sa mga panlabas na limitasyon ng heliosphere Dahil ang araw ay umiikot ", na gumagawa ng isang rebolusyon tuwing 27 araw, ang mga magnetic field sa labas ng bituin ay may hugis ng isang Archimedes spiral. sa pag-uugali ng heliosphere."
Pinoprotektahan ng magnetosphere ng Earth ang mga naninirahan sa planeta mula sa solar wind. Ang mga solar flare ay sinamahan ng mga magnetic storm at aurora, na maaaring maobserbahan sa Alaska, Canada, Norway at hilagang teritoryo ng ating bansa. Ngunit may iba pa, hindi gaanong malinaw na mga koneksyon sa pagitan ng aktibidad ng solar at mga proseso sa planeta. Sa partikular, nabanggit na ang seismicity ng Earth ay tumataas sa panahon ng pagpasa ng maximum na solar na aktibidad, at isang koneksyon ay itinatag sa pagitan ng malakas na lindol at ang mga katangian ng solar wind. Marahil ang mga pangyayaring ito ay nagpapaliwanag sa serye ng mga sakuna na lindol na naganap sa India, Indonesia at El Salvador pagkatapos ng pagdating ng bagong siglo.
Sa likod mga nakaraang taon ang teorya ng istraktura ng Araw at ang mga phenomena dito ay lubos na sumulong. Sa partikular, batay sa mga eksperimento sa laboratoryo na may plasma, dumating sila sa konklusyon na ang mga magnetic field sa Araw ay may napakahalagang papel sa mga phenomena na naobserbahan dito.
Ang mga reaksyong nuklear ay nangyayari sa core ng Araw, kung saan ang temperatura ay medyo mataas - 16 milyong degrees. Ang radius ng zone na ito, kung saan ang enerhiya ay nabuo mula sa mga reaksyong nuklear, ay tila mga 200,000 km. Sa layo mula sa gitna ng Araw, mabilis na bumababa ang temperatura - ng 20° para sa bawat kilometro. Sa rehiyong ito, ang nagliliwanag na enerhiya ay inililipat ng radiation. Hindi umabot sa isang ikasampu ng radius sa photosphere, ang temperatura ay bumaba nang mas mabagal, at ang convection ay nakikibahagi sa paglipat ng enerhiya dito sa anyo ng patayong pagtaas ng mga mainit na gas at ang pagbaba ng malamig na mga gas. Ang paghahalo ng sangkap ay nangyayari, na, gayunpaman, ay hindi pantay sa iba't ibang direksyon.
Sa photosphere, ang mga atomo ng hydrogen ay halos neutral sa chromosphere, na isang layer ng paglipat, sila ay ionized at ang kumpletong ionization ay nangyayari sa korona. Ang kapal ng photosphere ay 200-300 km lamang, i.e. tungkol sa V300 ng radius ng Araw. Kaya, ang kapaligiran ng Araw ay binubuo ng plasma - isang halo ng mga ions at libreng electron. Ang chromosphere, daan-daang libong beses na mas maliit kaysa sa photosphere, ay nagiging corona. Dahil sa pag-iilaw sa enerhiya na ibinubuga ng photosphere, sa temperatura nito na 6000°, ang thermometer sa chromosphere ay magpapakita ng 5000°, at sa corona kahit na mas mababa. Ang mga particle ng rarefied gas ng chromosphere at corona ay bihirang tumama sa thermometer na hindi nila ito mapainit. Gayunpaman, ang bilis ng paggalaw ng butil sa chromosphere at corona ay napakataas. Ito ay kilala na ang temperatura ng isang gas ay maaaring masukat sa pamamagitan ng kinetic energy ng mga particle nito. Ito ang tinatawag na kinetic temperature. Sa photosphere, ang radiation at kinetic na temperatura ay tumutugma sa bawat isa, ngunit sa chromosphere at corona sila ay naiiba nang husto - sa chromosphere ang kinetic na temperatura ay sampu-sampung libong degree, at sa corona ito ay halos isang milyong degree.
Ang "pagpainit" ng chromosphere ay nangyayari dahil sa enerhiya ng mga alon na nagpapalaganap dito, na nabuo sa pamamagitan ng paggalaw ng mga butil sa photosphere. Sa corona, na umaabot sa layo na hanggang 10 solar radii, ang bilang ng mga atom sa bawat 1 cm 3 ay 100 bilyong beses na mas mababa kaysa sa bilang ng mga molekula sa bawat 1 cm 3 ng hangin sa ibabaw ng Earth. Sa parehong density ng hangin, ang materyal sa korona ay sapat na upang bumuo ng isang layer na nakapalibot sa Araw na may kapal na ilang milimetro lamang. Ang pangunahing paglabas ng radyo ng Araw ay bumangon dito. Sa parehong intensity tulad ng corona, ang isang pinainit na katawan na may parehong laki ay nagliliwanag sa temperatura na isang milyong degree, at ang gayong kinetic na temperatura ay kinakailangan, tulad ng nakita natin, sa pamamagitan ng maliwanag na mga linya ng multiply ionized na mga metal na naobserbahan sa spectrum ng korona.
Ang pag-aaral ng pakikipag-ugnayan ng magnetic field at plasma ay nagpakita na ang plasma sa kabuuan ay hindi apektado ng paggalaw sa mga linya ng magnetic field. Kapag ang mga particle na may kuryente ay gumagalaw sa mga linya ng field (ibig sabihin, kapag dumadaloy ang kasalukuyang), isang karagdagang magnetic field ang lumitaw. Ang pagdaragdag ng mga magnetic field na ito ay nagiging sanhi ng mga linya ng puwersa upang yumuko at mag-inat kasunod ng paggalaw ng bagay. Samantala, ang mga magnetic lines ng puwersa ay may tensyon na may posibilidad na ituwid ang mga ito. Lumilikha ito ng magnetic pressure, at ang field, na pumipigil sa plasma na tumawid sa mga linya ng puwersa, ay nagpapabagal nito at maaari pa itong i-drag kung malakas ang field. Kung ito ay mahina, pagkatapos ay inililipat ng plasma ang mga linya ng field kasama ang sarili nito. Kaya, sa lahat ng mga kaso maaari nating sabihin na ang mga linya ng field ay, parang, "nagyeyelo" sa plasma.
Ang impormasyong ito, pati na rin ang mga regular na pagsukat ng boltahe ng magnetic field sa ibat ibang lugar sa Araw ay nagpapahintulot sa amin na lapitan ang paliwanag ng maraming mga phenomena dito.
Ang pangkalahatang magnetic field ng Araw ay napakahina, ngunit ito ay tila may malaking papel. Ang mga sinag ng korona, lalo na sa mga polar na rehiyon ng Araw, ay matatagpuan tulad ng mga linya ng puwersa na umuusbong at pumapasok sa mga pole ng isang magnetized na bola. Napakahalaga rin ng pagbabago sa direksyon ng field sa bawat hemisphere ng Araw mula sa isang cycle ng solar activity patungo sa susunod. Ang dahilan para sa pagbabagong ito ay hindi pa malinaw, ngunit ang mga bituin na may napakalakas na magnetic field ay kilala, kung saan ang polarity ng field ay pana-panahon ding nagbabago.
Kapag ang Araw ay umiikot, ang pinakamabilis (ekwador) na mga layer ay nagdadala ng mga linya ng field ng mahinang pangkalahatang larangan ng Araw, na "nagyeyelo" sa kanila. Ang mga linyang ito ay umaabot sa ilalim ng photosphere at bumabalot sa Araw ng anim na beses sa loob ng tatlong taon, na bumubuo ng isang masikip na spiral. Kung ang mga linya ng patlang ay matatagpuan nang mas malapit, nangangahulugan ito na ang pangkalahatang (at distorted dito) magnetic field ng Araw ay tumindi.
Mas malapit sa mga pole, ang mga linya ng field ng pangkalahatang field ay umaabot paitaas mula sa photosphere, at samakatuwid ang field ay hindi tumindi dito. Gayunpaman, sa mismong ekwador, kung saan ang angular na bilis ng pag-ikot sa isang tiyak na zone ay nagbabago nang kaunti, ang patlang ay hindi rin tumindi, ngunit sa mga latitude na +30°, kung saan ang bilis ng pag-ikot ay nagbabago nang pinakamabilis, ang pagtindi ng patlang ay pinakamataas. Ito ay kung paano nabuo ang magkatulad na mga tubo ng condensed lines of force sa ilalim ng photosphere. Ang presyon ng gas sa kanila ay idinagdag sa presyon ng magnetic field na patayo sa mga linya nito. Ang gas sa "tube" ay lumalawak at nagiging mas magaan at maaaring "lumulutang" sa itaas. Sa lugar na ito, kung saan ito lumalapit sa ibabaw, ang pagtaas ng magnetic field ay sinusunod sa Araw, at pagkatapos ay ang hitsura ng isang tanglaw, na sinusundan ng isang larangan ng mga sulo. Ang kanilang mga maiinit na gas ay tumataas nang mas mataas kaysa sa mga kalapit na lugar sa photosphere dahil ang mahinang magnetic field sa kanilang paligid ay nagpapahina sa maliliit na magulong paggalaw na malamang na nagpapabagal sa daloy ng mainit na tumatakas na gas. Nagaganap din ang pag-init sa itaas ng mga plume sa chromosphere at lumilitaw ang mainit na flocculi. Sa wakas, ang isang mas maliwanag na glow ay nagsisimula sa itaas ng flocculi sa korona. Ito ay kung paano nabuo ang aktibong rehiyon sa Araw. Lumulutang sa ibabaw at tumatawid dito, ang tubo na may condensed field lines ay bumubuo ng mga lokal na pagtaas sa magnetic field at lumilitaw ang mga sunspot. Ang kanilang mas mababang temperatura ay dahil sa ang katunayan na ang napakalakas na magnetic field sa rehiyong ito ay pinipigilan hindi lamang ang kaguluhan, kundi pati na rin ang malakas na paggalaw ng convective. Samakatuwid, dito humihinto ang pag-agos ng mga maiinit na gas mula sa ibaba, habang sa paligid ng lugar, sa rehiyon ng mga sulo at floccules, ang kombeksyon ay pinahusay ng mahinang magnetic field, dahil pinipigilan nito ang mahinang turbulence at doon pinadali ang pag-agos ng mga mainit na gas mula sa ibaba. . Malinaw na ang intersection ng isang curved tube na may ganitong ibabaw sa dalawang lugar ay nagdudulot ng magkasalungat na magnetic polarities sa dalawang pangunahing spot. Ang paglabas ng tubo mula sa photosphere at ang pagpapakalat ng mga linya nito ay humantong sa pagkapira-piraso at pagkawala ng dalawang pangunahing mga spot na nabuo sa pamamagitan ng intersection ng flux tube sa ibabaw ng Araw. Ang paglabas ng mga linya ng patlang ng tubo sa rarefied chromosphere at corona, kung saan ang presyon ng gas ay mas mababa kaysa sa presyon ng magnetic field, ay humahantong sa mga linya na nag-iiba, na bumubuo ng mga loop at arko.
Unti-unti, ang mga lugar ng aktibidad na may magnetic tubes na bumubuo ng mga ito sa silangang bahagi ay bumubuo ng mga spot na may mga polarity na kabaligtaran sa kung saan ay sa simula ng cycle sa poste ng Araw. Nagdudulot muna ito ng neutralisasyon ng nakaraang pangkalahatang magnetic field, at pagkatapos, tatlong taon bago ang katapusan ng 11-taong cycle ng solar activity, ay lumilikha ng pangkalahatang larangan ng kabaligtaran na polarity.
Pagkatapos ng 11 taon, ang nakaraang pattern ng polarities ng pangkalahatang larangan ay naibalik.
Nagbibigay ito, sa pangunahing balangkas, ng tila tamang paliwanag (na ibinigay ni Babcock) ng 22-taong periodicity ng solar activity.
Ang mga Chromospheric flare sa Araw ay nabuo malapit sa mga neutral na punto ng magnetic field sa mga aktibong rehiyon, kung saan ang lakas ng field ay mabilis na tumataas sa distansya mula sa mga puntong ito. Dito, ang isang napakabilis na compression ng magnetic field ay nangyayari kasama ng plasma kung saan ito ay "na-frozen", at ang enerhiya ng magnetic field ay na-convert sa gas radiation. Ang plasma ay na-compress sa isang manipis na kurdon at ang temperatura nito ay tumataas nang husto - hanggang sa ilang sampu-sampung libong degree. Ang density ng chromosphere dito ay tumataas ng daan-daang libong beses sa loob ng ilang minuto.
Bilang karagdagan sa isang malaking pagtaas sa temperatura, at kasama nito ang radiation, lalo na ang ultraviolet at X-ray, ang isang chromospheric flare ay binubuo din ng isang tinatawag na pagsabog ng radio emission. Sa mga metro wave, ang huli ay pinalakas ng hanggang sampu-sampung milyong beses.
Ang pinagmulan ng radio emission na ito ay gumagalaw mula sa chromosphere patungo sa corona sa bilis na humigit-kumulang 1000 km/sec. Malamang na ito ay lumitaw bilang isang resulta ng paglabas ng mga cosmic ray na nabuo ng flare at ang pambobomba ng plasma ng mga sinag na ito, na nagiging sanhi ng mga oscillations ng plasma na bumubuo ng isang pagsabog ng radio emission.
Ang mga sinag na naobserbahan sa korona ay maliwanag na nabuo sa pamamagitan ng mga daloy na ito ng mabilis, electrically charged na mga particle, na humihila sa mga linya ng magnetic field. Parehong ang field na ito at ang plasma ng corona ay nagpapabagal sa daloy ng mga particle, ngunit ang ilan sa mga ito ay tumakas mula sa atmospera ng Araw at, pagpasok sa atmospera ng lupa, ay gumagawa ng mga aurora. Ang pagbabago sa pattern ng magnetic field ng Araw mula sa pinakamaliit na aktibidad nito hanggang sa pinakamataas ay tumutukoy sa mga pagbabago sa hugis ng korona, gaya ng napag-usapan na natin.
Maraming mga prominenteng, tulad ng mga sinag ng korona, ay sanhi ng paggalaw ng gas sa mga linya ng puwersa, kaya naman, halimbawa, sila ay ibinubugaw sa isang arcuate trajectory at "ginulong" pabalik sa ibabaw ng Araw. Tila, ang mga prominente ay matatagpuan pangunahin sa mga lugar ng makinis na pagbabago sa magnetic field. Ang paglitaw ng glow ng mga prominence ay biglang nasa itaas, at pagkatapos ay ang kanilang paggalaw lamang pababa ay tila dahil sa mga proseso na katulad ng ginawa ng mga chromospheric flare, ngunit hindi gaanong matalas. Ang compression ng magnetic field ay humahantong sa compression ng medyo malamig na gas, sa isang pagtaas sa density nito at sa isang glow.
Ito ang mga pangunahing tampok ng modernong, pangunahin na gas-magnetic, teorya ng solar phenomena.
Heliospheric kasalukuyang sheet
Heliospheric kasalukuyang layer ay isang ibabaw sa loob ng Solar System, sa pagtawid kung saan nagbabago ang polarity ng magnetic field ng Araw. Ang ibabaw na ito ay umaabot sa kahabaan ng equatorial plane ng Araw at umabot sa mga hangganan ng heliosphere. Ang hugis ng kasalukuyang sheet ay tinutukoy ng impluwensya ng umiikot na magnetic field ng Araw sa plasma na matatagpuan sa interplanetary space. Ang kapal ng kasalukuyang layer ay halos 10,000 km. Sa kasalukuyang sheet ay may mahina kuryente(kaya ang pangalan) - mga 10 −10 A/m². Ang resultang kasalukuyang bumubuo ng bahagi ng heliospheric current circuit. Minsan ang heliospheric current sheet ay tinatawag na interplanetary current sheet.
Mga katangian
Form
Habang umiikot ang Araw, ang magnetic field nito ay umiikot sa isang espesyal na hugis spiral - ang Parker spiral, na isang uri ng Archimedean spiral at ipinangalan sa nakatuklas nito na si Eugene Parker. Ang magnetic field ng spiral ay nahahati sa dalawang bahagi sa pamamagitan ng isang kasalukuyang sheet, ang modelo ng matematika na unang binuo noong unang bahagi ng 1970s. Binabago ng spiraling magnetic field ang polarity nito at nagkakaroon ng kumplikadong anyo ng mga wavy spiral folds, na pinaka nakapagpapaalaala sa multi-layered na palda ng ballerina.
Ang dahilan para sa pagbuo ng naturang kumplikadong hugis minsan tinatawag na "hose ng hardin effect". Ito mismo ang ibabaw na inilalarawan ng isang stream ng tubig kung ililipat mo ang hose pataas at pababa at sabay na iikot sa paligid ng axis nito. Sa kaso ng Araw, ang papel ng water jet ay ginagampanan ng solar wind.
Isang magnetic field
Ang heliospheric current sheet ay umiikot kasama ng Araw, na gumagawa ng isang rebolusyon tuwing 27 araw. Sa panahong ito, ang Earth, kasama ang magnetosphere nito, ay dumadaan sa mga humps at troughs ng kasalukuyang sheet, na nakikipag-ugnayan dito. Ang magnetic induction sa ibabaw ng Araw ay humigit-kumulang 10 −4 tesla. Kung ang magnetic field ay may dipole na hugis, ang lakas nito ay bababa sa proporsyon sa kubo ng distansya at sa rehiyon ng orbit ng Earth ay magiging 10 −11 tesla. Ang pagkakaroon ng heliospheric kasalukuyang sheet ay humahantong sa ang katunayan na aktwal na mga numero sa rehiyon ng Earth ng 100 beses na higit pa.
Kuryente
Alinsunod sa mga batas ng electrodynamics, ang electric current sa kasalukuyang sheet ay nakadirekta patayo sa magnetic field, iyon ay, ang kasalukuyang gumagalaw halos sa isang bilog malapit sa Araw at nakadirekta halos radially sa malalaking distansya. Ang "electrical circuit" ay sarado ng isang kasalukuyang nakadirekta mula sa Araw, na nagmumula sa mga solar pole sa mga direksyon na patayo sa ekwador, at pagkatapos ay bumababa sa kahabaan ng heliopause patungo sa ekwador, sa heliospheric current sheet. Ang kabuuang kasalukuyang sa circuit na ito ay humigit-kumulang 3⋅10 9 amperes. Para sa paghahambing, ang mga alon na humahantong sa paglitaw ng mga aurora sa Earth ay halos isang libong beses na mas mahina at may magnitude na halos isang milyong amperes. Ang maximum na kasalukuyang density sa sheet ay humigit-kumulang 10−10 A/m² (10−4 A/km²).
Ang mga sukat ng magnetic field induction ng Earth sa mga distansyang 100 km (medium scale) ay napakahalaga para sa pag-unawa sa mga geophysical phenomena tulad ng pag-uugali ng upper mantle, ang ebolusyon ng mga alon ng karagatan at ang epekto ng magnetic field ng Araw sa ionosphere ng planeta. Gayunpaman, ang naturang pananaliksik ay mahal, dahil nagsasangkot ito ng paglulunsad ng espesyal na spacecraft sa itaas na mga layer ng atmospera (sa taas na halos 100 km). Isang pangkat ng mga siyentipiko mula sa Germany at USA ang nagmungkahi ng mas mura, ground-based na pamamaraan para sa pagsukat ng geomagnetic field sa isang partikular na sukat, na lubos na tumpak at hindi sensitibo sa magnetic interference mula sa kapaligiran.
Ang pag-aaral sa istraktura at lakas ng magnetic field ng Earth ay nagpapahintulot sa amin na "tumingin" sa kailaliman ng ating planeta: ang pagsukat sa induction ng geomagnetic field at ang mga pagkakaiba-iba nito sa iba't ibang mga kaliskis ay nagbibigay ng impormasyon tungkol sa mga pinagmumulan ng field na ito sa kaukulang lalim. Kaya, ang "pagma-map" ng magnetism ng lupa sa loob ng ilang metro ay maaaring magbunyag ng mga bagay na ferromagnetic sa ilalim ng lupa, tulad ng mga hindi sumabog na shell at mina o mga lalagyan na may nakalalasong basura. Ang pagsukat ng magnetic field at ang mga pagbabago nito sa mga distansyang ilang kilometro ay maaaring gamitin upang makita ang mga deposito ng mineral. Sa pandaigdigang saklaw, ang pag-aaral ng magnetic "shell" ng Earth ay nagbibigay ng data para sa geodynamo model, isang teorya na naglalarawan sa pinagmulan at kasunod na ebolusyon ng magnetic field ng Earth.
Ang pag-aaral ng pamamahagi ng geomagnetic field induction sa isang katamtamang sukat, iyon ay, sa loob ng 10-100 kilometro, ay mayroon ding makabuluhang pang-agham na interes. Sa partikular, ginagawang posible upang masuri ang impluwensya ng magnetic field ng Araw sa ionosphere, nagbibigay ng impormasyon tungkol sa pag-uugali ng itaas na mantle ng Earth at ang sirkulasyon ng mga masa ng karagatan - isa sa mga pangunahing kadahilanan na kumokontrol sa klima sa planeta (pagkatapos ng lahat tubig dagat ay isang electrolyte, at ang paggalaw nito ay aktwal na kumakatawan sa isang ionic current). Upang maiwasan ang mga hindi kanais-nais na impluwensya sa kapaligiran, ang mga sukat ng geomagnetic field sa sukat na ito ay dapat isagawa sa mga taas na naaayon sa spatial na resolusyon na ito. Sa ibang salita, upang "mapa" ang geomagnetism sa mga distansyang halos 100 km, kailangan mong umakyat sa parehong halaga.
Para sa mga naturang sukat, ang mga satellite na may magnetometer ay inilunsad, na nangangailangan ng seryosong materyal at pinansiyal na pamumuhunan. Ang mga siyentipiko mula sa USA at Germany ay nagmungkahi pamamaraan ng lupa mga sukat ng magnetic field ng Earth sa isang sukat na humigit-kumulang 100 km, na lubhang sensitibo at may medyo mababang gastos. Inilarawan nila ang kanilang pamamaraan sa isang kamakailang publikasyong Magnetometry na may mesospheric sodium sa journal Mga pamamaraan ng ang Pambansa Academy of Sciences. Ang ideya ng mga may-akda ng artikulo ay batay sa teknolohiyang ginamit sa ilang mga obserbatoryo upang lumikha ng mga artipisyal na bituin ng gabay sa laser.
Ano ang mga artificial guide star?
Nabatid na ang mga astronomical na obserbasyon gamit ang optical telescope na matatagpuan sa ibabaw ng Earth ay kadalasang mahirap dahil sa atmospheric turbulence. Ang mga random na paggalaw ng mga masa ng hangin ay nagpapalabo ng mga imahe ng mga bituin at makabuluhang binabawasan ang resolusyon ng mga malalaking teleskopyo na may mga lente na mas malaki kaysa sa 1 m Samakatuwid, ang tinatawag na adaptive optics ay karaniwang ginagamit. Ang isang espesyal na salamin ay naka-install sa teleskopyo, na maaaring ma-deform at umangkop sa pagbabago ng mga panlabas na kondisyon. Upang isaalang-alang ang mga pagbaluktot, ang teleskopyo ay dapat na i-calibrate sa pamamagitan ng pagturo nito sa ilang maliwanag na bituin (tinatawag na reference star).
Gayunpaman, ang isang natural na bituin ng gabay ay hindi palaging nakikita sa larangan ng view ng teleskopyo, kaya naisip nila ang paglikha ng mga gabay na bituin gamit ang isang laser. Ang laser ay nag-iilaw ng isang layer ng sodium atoms na humigit-kumulang 10 km ang kapal, na matatagpuan sa taas na humigit-kumulang 90 km sa itaas ng ibabaw ng Earth (ang sodium layer na ito ay nabuo bilang resulta ng pagkasunog ng mga meteor). Kung ang wavelength ng laser light ay 589 nm, pagkatapos ay sa maliit na lugar kung saan tumama ang laser beam, ang mga atomo ng sodium ay napupunta sa isang nasasabik na estado: ang mga panlabas na electron ay lumipat sa isang mas mataas na antas ng enerhiya, naninirahan doon nang ilang oras, at pagkatapos ay bumalik. likod, naglalabas ng dilaw na ilaw. Susunod, ang liwanag na ito mula sa isang maliit na lugar ng kalangitan na na-irradiated ng laser ay naitala ng isang teleskopyo. Bilang resulta, ipinanganak ang isang artipisyal na reference star (Larawan 1), na pagkatapos ay ginagamit upang itama ang imahe sa teleskopyo.
Isang mahalagang katotohanan ang dapat tandaan dito. Dahil ang mga electron ay umiikot, ginagawa nila paikot na paggalaw sa paligid ng nucleus, at dahil din sa ilang pagkakatulad ng alkali metal na mga atomo sa hydrogen atom (ang kabuuang pag-ikot ng lahat ng mga electron sa mga atomo na ito ay 1/2), ang nabanggit na mas mataas na antas ng enerhiya ng sodium atom ay nahahati sa dalawang antas malapit na espasyo sa enerhiya, ang bawat isa ay maaaring maging pansamantalang "tahanan" para sa nasasabik na elektron. Ang umuusbong na dalawang antas ng sodium atom ay tinatawag sodium doublet. Ito ay kinilala sa discrete (line) spectrum ng sodium bilang dalawang malapit na pagitan ng manipis na dilaw na linya, na itinalagang D 1 at D 2. Nangangahulugan ito na ang nasasabik na sodium atom ay talagang naglalabas ng dilaw na liwanag ng dalawang napakalapit na wavelength.
Prinsipyo ng pagpapatakbo ng isang ground-based na geomagnetic field detector
Noong 1961, natuklasan na sa ilalim ng impluwensya ng circularly polarized laser pulses, sa ilalim ng isang tiyak na kondisyon, ang polariseysyon ng spin ay sinusunod sa mga singaw ng alkali metal na matatagpuan sa isang panlabas na magnetic field - ang mga spin ng mga atom ng mga elementong ito ay nakakakuha ng isang tiyak na direksyon. Ang kundisyong ito ay ang pagkakaisa ng dalas ng mga pulso ng laser (hindi dapat malito sa dalas ng liwanag na ibinubuga ng laser) at ang dalas kung saan ang magnetic moment ng mga atom ay nauuna sa isang panlabas na magnetic field. Vector rotation phenomenon magnetic moment Ang mga particle sa paligid ng direksyon ng isang magnetic field na linya ay kilala sa pisika bilang Larmor precession, at ang frequency kung saan ito umiikot ay tinatawag na Larmor frequency. Para sa isang atom, ito ay tinutukoy ng masa nito, ang istraktura ng mga antas ng enerhiya at ang induction ng isang panlabas na magnetic field.
Ang spin polarization ay magiging sanhi ng isa sa mga linya ng sodium doublet, D 2, na maging mas maliwanag, at ang kabilang linya (D 1) ay lumabo kumpara sa line spectrum sodium na nakuha sa kaso ng pare-pareho ang pag-iilaw, o kapag ang dalas ng laser pulses ay hindi nag-tutugma sa dalas ng Larmor. Ang pagmamasid sa epekto na inilarawan sa itaas ay nangangahulugan na ang dalas ng Larmor para sa mga atomo ng sodium ay natagpuan, at mula dito ay madali nang kalkulahin ang nais na magnetic field induction. Ito ay eksakto kung ano ang hitsura ng prinsipyo ng pagpapatakbo ng isang ground-based na geomagnetic field detector sa sukat na 100 km sa teorya.
Sa pagsasagawa, bilang conceived ng mga may-akda, ang mga sumusunod ay dapat mangyari: ang laser shoots sa kalangitan ng isang serye ng mga periodic pulses (na may pabilog na polariseysyon), ang direksyon ng paggalaw na kung saan ay dapat na humigit-kumulang patayo sa geomagnetic field na mga linya (Fig. 2 ). Ang wavelength ng laser radiation ay 589 nm, at ang dalas ng kanilang mga pulso ay eksperimento na pinili upang maging katumbas ng Larmor frequency para sa mga sodium atom na matatagpuan sa lugar kung saan ipinadala ang mga laser pulse. Maaari mong maunawaan kung ang mga frequency ay nag-tutugma sa tulong ng isang teleskopyo, na sa kasong ito ay magrerehistro sa spectrum ng mga atomo ng sodium ng pagtaas sa ningning ng linya ng D 2 at, nang naaayon, isang pagpapahina ng linya ng D 1. Kapag natugunan ang kundisyong ito, ang nais na halaga ng magnetic field induction ay matatagpuan mula sa halaga ng Larmor frequency.
Bigyang-pansin natin ang di-randomness ng pagpili ng sodium layer bilang isang uri ng remote magnetometer. Ang altitude ng lokasyon nito (90 km) ay perpektong tumutugma sa mga kondisyon para sa pagsukat ng magnetic field ng Earth at ang mga pagbabago nito sa isang naibigay na average na sukat.
Anumang aparato o instrumento na sumusukat ng anuman pisikal na bilang, hindi maiiwasang gawin ito nang may tiyak na pagkakamali, o, gaya ng sinasabi ng mga eksperto, "gumagawa ng ingay." Sa geomagnetic field detector na iminungkahi ng mga may-akda ng artikulo, ang isa sa mga pinagmumulan ng ingay ay ang radiation ng laser, na sa katotohanan ay hindi monochromatic, ngunit mayroon, kahit na napakaliit, ngunit gayunpaman ay hindi zero na malabo sa dalas o haba ng daluyong, na nauugnay sa ang quantum na katangian ng proseso ng pagbuo ng magkakaugnay na radiation mismo. Ang laki ng blur na ito, na tinatawag na laser width, ay tumutukoy, bukod sa iba pang mga bagay, ang sensitivity ng detector. Kung mas maliit ang lapad ng radiation, mas magiging sensitibo ang mga sukat.
Bilang karagdagan, ang katumpakan ng aparato ay apektado din ng lugar ng lens ng teleskopyo (mas malaki ang mas mahusay), intensity ng laser at cycle ng tungkulin, na nagpapakilala sa dalas ng paglabas ng mga pulso ng laser at katumbas ng ratio ng tagal ng pulso sa kanilang panahon ng pag-uulit. Tulad ng sumusunod mula sa kahulugan, ang fill factor ay isang walang sukat na dami na nag-iiba sa hanay mula 0 hanggang 1 o mula 0 hanggang 100%. Kung ang duty cycle ay 100%, pagkatapos ay ang tuluy-tuloy, pare-pareho, non-pulsed radiation ay sinusunod. Ang pagbaba sa halaga ng duty cycle ay nangangahulugan na ang agwat ng oras sa pagitan ng mga pulso sa loob ng kanilang panahon ng pag-uulit ay patuloy na tumataas.
Tulad ng ipinakita ng mga kalkulasyon, para sa pagsukat ng geomagnetic field, pinakamahusay na subaybayan ang pagbabago sa liwanag ng linya ng D 1 ng sodium doublet. Sa kasong ito, kung itatakda namin ang lapad ng laser beam sa 400 MHz, ang pinakamainam na sensitivity ay makakamit sa isang fill factor na 20% at isang laser intensity na humigit-kumulang 30 W/m 2 . Para sa mga halagang ito ay magiging mas mababa sa 0.5 nT (nanotesla, 10 –9 T). Ito ay sapat na upang masubaybayan ang sirkulasyon ng mga masa ng karagatan at ang impluwensya ng solar magnetic field, na lumilikha ng isang induction ng pagkakasunud-sunod ng 1-10 nT. Bilang paghahambing, alalahanin natin na ang average na halaga ng magnetic field induction ng Earth ay humigit-kumulang 50 μT (microtesla), iyon ay, halos 3-4 na order ng magnitude na mas malaki.
Ang mga may-akda ng artikulo ay naniniwala na ang iminungkahing teknolohiya para sa pagsukat ng geomagnetic field ay maaaring, sa prinsipyo, ay mai-install sa anumang obserbatoryo, hindi alintana kung naglalaman ito ng mga aparato o mga bagay na lumikha ng magnetic interference. Bukod dito, naniniwala ang mga siyentipiko na batay sa kanilang pamamaraan, posibleng ipatupad ang isang mobile platform na maaaring subaybayan ang magnetic field ng Earth sa sukat na 100 km.
Magnetic field ng Araw at mga Bituin
Magn. ang mga patlang ay naroroon, tila, sa lahat ng mga bituin. Sa unang pagkakataon mag. ang patlang ay natuklasan sa pinakamalapit na bituin sa atin - ang Araw - noong 1908 ni Amer. astronomer na si J. Hale, na sumukat sa Zeeman splitting spectrum. mga linya sa sunspots (tingnan). Ayon sa moderno mga sukat, max. magnetic tension spot fields 4000 E. Ang field sa mga spot ay isang manipestasyon ng pangkalahatang azimuthal magnetic field. mga patlang ng Araw, ang mga linya ng patlang na may iba't ibang direksyon sa Hilaga at Timog na hemisphere ng Araw (Larawan 1). Noong 1953, si Amer. astronomer X.W. Natuklasan ni Babcock ang isang mas mahinang bahagi ng dipole ng solar magnet. fields (~1 Oe) na may mag. sandali na nakatuon sa kahabaan ng axis ng pag-ikot ng Araw (Larawan 2). Noong dekada 70 ika-20 siglo Posibleng makakita ng humigit-kumulang sa parehong mahina sa intensity na hindi axisymmetric na malakihang bahagi ng solar magnet. mga patlang. Natagpuan niya ang kanyang sarili na konektado sa isang interplanetary magnet. isang field na may iba't ibang direksyon ng mga bahagi ng radial sa iba't ibang espasyo. sektor (tingnan), na tumutugma sa isang quadrupole sa Araw, ang axis nito ay nasa eroplano ng solar equator (Larawan 3). Ang isang dalawang-sektor na istraktura na naaayon sa isang dipole ay naobserbahan din. Sa pangkalahatan, malakihang mag. Ang patlang ng Araw ay mukhang medyo kumplikado. Ang isang mas kumplikadong istraktura ng larangan ay natuklasan sa maliliit na antas. Ang mga obserbasyon ay nagpapahiwatig ng pagkakaroon ng maliliit na karayom na parang mga patlang na may lakas hanggang sa 2000 Oe. Ang mga patlang ay nauugnay din sa mga convective cell (tingnan), na sinusunod sa ibabaw ng Araw. Magn. Ang larangan ng Araw ay hindi nananatiling hindi nagbabago. Ang axisymmetric large-scale na field ay nagbabago quasi-periodically na may tagal ng approx. 22 (). Sa kasong ito, bawat 11 taon isang pagbaliktad ng dipole component at isang pagbabago sa direksyon ng azimuthal field ay nagaganap. Ang hindi axisymmetric na bahagi ng sektor ng field ay nag-iiba ayon sa tantiya. sa panahon ng rebolusyon ng Araw sa paligid ng axis nito. Small scale mag. ang mga patlang ay nagbabago nang hindi regular, magulo.Magn. ang patlang ay hindi mahalaga para sa ekwilibriyo ng Araw; ang estado ng balanse ay tinutukoy ng balanse ng mga puwersa ng gravitational at gradient ng presyon. Ngunit ang lahat ng mga pagpapakita ng aktibidad ng solar ay nauugnay sa magnetism. mga patlang ( , ). Magn. Ang field ay gumaganap ng isang mapagpasyang papel sa paglikha at pag-init (hanggang sa milyun-milyong degree). Mga obserbasyon na ginawa sa kalawakan. Skylab station (USA, 1973-1974), ay nagpakita na iluminado sa UV at X-ray. mga saklaw, ang enerhiya ay inilabas sa marami. naisalokal na mga lugar na kinilala na may mga magnetic loop. mga patlang. Sa kabilang banda, ang mga lugar kung saan ang radiation ay makabuluhang humina () ay nakikilala sa mga bukas sa labas. magnetic na mga pagsasaayos ng espasyo. mga linya ng kuryente. Ang mabilis na daloy ay pinaniniwalaang nagmula sa mga lugar na ito.
Ang lahat ng mga bituin, maliban sa Araw, ay napakalayo mula sa atin na sila ay nakikita bilang mga puntong bagay. Samakatuwid, direkta. Ginagawang posible ng mga obserbasyon ng malalayong bituin na matukoy ang magnetic intensity. mga field na na-average sa ibabaw ng bituin, at kakaunti ang sinasabi tungkol sa configuration (geometry) ng field. Ang medyo maliit na halaga ng liwanag na natanggap mula sa malalayong bituin ay nagbibigay-daan lamang sa sapat na malakas na magnetic field na matukoy gamit ang Zeeman effect. mga patlang. Sa ganitong paraan, posible na tumuklas ng isang espesyal na grupo ng mga bituin na may malakas (hanggang sa E) na mga patlang - . Ang bilang ng mga bituin na may magnetic field. Ang patlang na naitala ng direktang pamamaraan ng Zeeman ay maliit (ilang daan-daan).Pagkakaroon ng magnetic ang mga patlang sa iba pang mga bituin ay maaaring patunayan sa pamamagitan ng hindi direktang pamamaraan. Natuklasan ang mga Chromosphere sa pangunahing sequence na mga bituin. Para sa higit sa sampung tulad na mga bituin, posible na masubaybayan ang stellar cycle (katulad ng solar cycle) sa pamamagitan ng pagmamasid sa mga pagbabago sa intensity ng mga chromospheric Ca lines. Ang mga bituin (tulad ng BY Draconis) ay natuklasan at pinag-aralan, ang ibabaw nito ay natatakpan ng mga batik ng 20-30%. Ang mga spot ng araw ay sumasakop ng hindi hihigit sa 2% ng ibabaw. Ang mga obserbasyon ng X-ray na isinagawa mula sa istasyon ng NEAO-2 (1980, USA) ay naging posible upang makita ang mga mainit na korona sa malaking dami mga bituin ng iba't ibang klase ng parang multo, mula sa pinakamainit na 0- at B-star hanggang sa malamig na dwarf ng mga klase K, M. Dahil sa Araw ang lahat ng naturang phenomena ay nauugnay sa pagkakaroon ng magnetic. field, ang mga katotohanang ito ay maaaring ituring na ebidensya ng pagkakaroon ng magnetic field. mga patlang sa iba pang mga bituin. Ang intensity at geometry ng mga patlang, siyempre, ay maaari lamang masuri nang hindi direkta. Gayunpaman, ang bituin na Boo (G 8) ay kilala, kung saan, kasama ang hindi direktang ebidensya na nakalista sa itaas, ang field (E) ay direktang naitala din mula sa Zeeman effect. Ito ay nakakumbinsi sa amin ng kawastuhan ng pangkalahatang konklusyon tungkol sa magnetism ng mga bituin.
Napakalakas ng magnet. Ang isang bilang ng mga bituin na matatagpuan sa enclosure ay may mga zero. mga yugto ng ebolusyon. Para sa ilan, bilang mga obserbasyon ng pabilog na polariseysyon ng kanilang patuloy na pagpapakita ng radiation, ang lakas ng field ay umabot sa 10 6 -10 8 Oe kahit na mas malakas na magnetic field. ang mga patlang ay nauugnay sa mabilis na umiikot na mga neutron na bituin -. Ang pinagmulan ng enerhiya ng pulsar ay ang pag-ikot ng neutron star. Magn. larangan ng phenomena isang transmission link na binabago ang rotational energy ng isang bituin sa enerhiya ng mga particle at radiation. Ayon sa mga pagtatantya, upang ipaliwanag ang mga naobserbahang epekto, ang lakas ng field sa ibabaw ng bituin ay dapat umabot sa ~ 10 12 Oe.
Napakalakas ng magnet. Natuklasan din ang mga field sa mga neutron na bituin na bahagi ng mga sistema ng binary star. Ang isang halimbawa ay isang neutron star, na lumilitaw bilang isang binary system. Ionized gas mula sa pamantayan. nahuhulog ang bituin sa isang neutron star. Magn. Ang field ng isang neutron star ay nagpapabagal ng gas malapit sa ibabaw, na naghahambing ng gas at magnetic field. presyon, at idinidirekta ito sa magnetic field. ang mga poste ng bituin, kung saan ang gas ay nagliliwanag. Ang mga modelo na may malakas na (10 10 -10 13 Oe) na patlang ay nakakatugon sa mga obserbasyon. Depende sa magnitude ng magnet. field, daloy ng gas at mga parameter ng system, papalabas na X-ray. ang radiation ay nakakakuha ng isang tiyak na direksyon at polariseysyon. Ang isang pag-aaral ng mga pattern ng directivity at polarization ay magbibigay-daan sa amin upang makagawa ng mga konklusyon tungkol sa magnitude at geometry ng magnet. mga patlang ng bituin. Upang direktang pag-aralan ang mga larangang ito, ginagamit ang isang spectrum. mga linya (gyrolines) na sanhi ng paglabas ng mga electron sa isang magnetic field. patlang (tingnan). Ang gyroline ay nakita, halimbawa, sa X-ray. spectrum ng pulsar Her X-1 [magn. patlang E]. Ang interpretasyon ng gyroline sa spectra ng mga mapagkukunan ay naging posible upang patunayan na ang mga mapagkukunan ng mga pagsabog ay mga phenomena. neutron star na may magnetic intensity. mga patlang E.
Tulad ng ipinakita ni V.L Ginzburg, uncharged dapat walang mag. patlang. Kapag ang isang bituin ay gumuho, ang mag. ang dipole moment at mas mataas na pagkakasunud-sunod ng mga sandali ay nawawala nang walang sintomas. Gayunpaman, mag. ang mga patlang ay tila may mahalagang papel sa mga prosesong nagaganap sa paligid ng mga black hole. Sa partikular, ayon sa umiiral na mga teorya, sa binary stellar system, isa sa mga bahagi kung saan ang mga phenomena. black hole, sa tulong ng magnet. field, ang angular na momentum ng gas na bumabagsak sa black hole ay maaaring ilipat, at sa gayon ay ang pagbuo ng isang disk na nagpapalabas ng X-ray. saklaw.
Ang mga bituin ay nabuo mula sa interstellar gas na natatakpan ng mga magnetic field. patlang. Ang pinakasimpleng solusyon sa problema (ebolusyonaryong diskarte), na binubuo sa katotohanan na ang mga naobserbahang larangan ng mga bituin ay isang produkto ng compression ng orihinal na larangan, ay lumalabas na hindi sapat. Adiabatic. compression ng gas, hindi sinamahan ng pagkawala, ay hahantong sa masyadong malakas na mga patlang, dahil cf. Ang density ng isang ordinaryong solar-type na bituin ay mas malaki kaysa sa density ng interstellar medium sa pamamagitan ng ca. 10 24 beses. Coeff. adiabatic Ang field gain sa kasong ito ay katumbas ng 10 16, i.e. isang interstellar field na ~ 10 -6 Oe ay magiging isang field na may lakas na 10 10 Oe, na sumasalungat sa mga obserbasyon. Ebolusyon. diskarte sa pinagmulan ng mga magnet. fields, tila, ay may bisa lamang para sa ilang uri ng mga bituin (magnetic na bituin, pulsar, posibleng mga puting dwarf). Para sa karamihan ng mga bituin, ang patlang ay nawawala at naibalik sa maikling panahon kumpara sa mga katangiang oras. Ang ganitong mabilis na mga pagbabago ay hindi maipaliwanag ng ohmic dissipation (Joule damping, tingnan) o ebolusyon. mga pagbabago. Nangyayari ang mga ito bilang resulta ng magnetic transformation. mga patlang sa ilalim ng impluwensya ng mga paggalaw ng mataas na conductive matter ng mga bituin. Ang patlang ay pinaka-epektibong nabago sa pamamagitan ng hindi magkakatulad na pag-ikot at mga paggalaw ng convective (tingnan.