Анализ измерений продольной и поперечной составляющих магнитного поля в полярных областях Солнца

• Veröffentlicht in: Кинематика и физика небесных тел
• Datum: 1988
• 1. Verfasser: Григорьев, В.М.
• Format: Artikel
• Sprache: Russian
• Veröffentlicht: Головна астрономічна обсерваторія НАН України 1988
• Schlagworte: Физика Солнца
• Online Zugang: https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/198973
• Назва журналу: Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine
• Zitieren: Анализ измерений продольной и поперечной составляющих магнитного поля в полярных областях Солнца / В.М. Григорьев // Кинематика и физика небесных тел. — 1988. — Т. 4, № 5. — С. 80-83. — Бібліогр.: 8 назв. — рос.

Показано, что в полярных областях Солнца средняя напряженность продольной составляющей магнитного поля равна 4.2∙10⁻⁴ Тл, а поперечной — 7.5∙10⁻³ Тл. Измерения выполнялись с пространственным разрешением 4X2". Такое различие объясняется тем, что сигнал продольной составляющей формируется усреднением по апертуре магнитографа значения напряженности, а поперечной — квадрата напряженности магнитного поля элементов тонкой структуры. Из анализа измерений сделана оценка параметров тонкой структуры магнитного поля. Напряженность поля в магнитных волокнах составляет 0.1 Тл; они занимают 0.5 % солнечной поверхности. Кроме того, большое значение напряженности поперечной составляющей по сравнению с продольной может быть обусловлено механизмом турбулентного усиления магнитного поля трубок потока. The mean intensity for lengthwise field component is 2∙10⁻⁴ T and for cross component is 7.5∙10⁻³ T in the Sun polar areas. Measurements were taken with the space resolution 4X2". The difference is explained by the fact that the lengthwise component signal is formed by the averaging of intensity and the cross component is formed by the averaging of the square intensity of the magnetic field of fine structure elements over the magnetograph aperture. Evaluation of fine structure of the magnetic field parameters is made. Field intensity in the magnetic filaments is 0.1 T. They occupy 0.5 % of the Sun surface. Besides, the higher value of cross component intensity is explained by turbulent amplification of the magnetic field of flux tubes.