при современном уровне техники, и наблюдения в основном относятся к среде, заполняющей пространство -между ними (см. разд. 5,5.3). По-видимому, можно констатировать, что наши знания об общем магнитном поле Солнца в настоящее время еще недостаточно надежны.

Прямые наблюдения магнитного поля в недрах Солнца невозможны. Перемещение зоны солнечных пятен, если его интерпретировать в соответствии с магнитогидродинамической теорией солнечных пятен [19], указывает на существование в области между фотосферой и центром общего магнитного поля с магнитным моментом а = 2,1 10 гссм. Весьма желательна независимая проверка этого результата.

Лучевую структуру короны обычно интерпретируют как проявление магнитного поля Солнца. Она простирается далеко за пределы Солнца, но на больших расстояниях, по-видимому, не аппроксимируется полем диполя, поскольку токи в межпланетном пространстве нельзя считать пренебрежимо малыми. Эти токи создают межпланетное магнитное поле. Благодаря движению среды это магнитное поле в свою очередь создает межпланетное электрическое поле. Электромагнитные поля межпланетного пространства влияют на процессы, происходящие вблизи Земли, и ответственны за возникновение магнитных бурь и полярных сияний. Они вызывают также вариации интенсивности космического излучения и, возможно, играют определенную роль в образовании космических лучей.

Магнитное поле звезд впервые наблюдал Г. У. Бэбкок в 1947 г. (звезда 78 Девы) [20]. С тех пор проведены многочисленные наблюдения, и сейчас ясно, что магнитные поля - общее свойство звезд определенной категории, а именно быстро вращающихся звезд класса А с конвективным ядром [21, 22]. Магнитные поля звезд в большинстве случаев переменны и в некоторых случаях очень сильны. Так, например, напряженность поля звезды HD 215 441 достигает примерно 34 000 гс [23]. Открытие магнитопеременных звезд положило начало новой области астрофизики. Построение теории этого явления находится еще на ранней стадии.

Идея о магнитном поле Галактики впервые была привлечена для объяснения изотропии космического излучения [24, 25] и впоследствии была использована в теории ускорения космических лучей [26] (см. разд. 2.7) и п теории спиральных ветвей галактик [27, 28]. Открытие поляризации света удаленных звезд 29, 30] явилось доказательством того, что напряженность межзвездных полей невелика. Поляризация может быть вызвана ориентацией межзвездной пыли в магнитном поле. Впрочем, возможны и другие механизмы этого явления [31-34]. Косми-

Е= 111 , (1)

/ V \

в- -Мхе В = 111 (2)

(D...8E, B-iH; в вакууме D = E, В = Н).

Скорости, с которыми имеют дело в астрономии, значительно меньше скорости света с. Электростатические поля, за исключением специальных случаев, не играют существенной роли (см. разд. 4.2.3 и 5.1.3). Таким образом, электрические поля

2 Зак. 763

ческке шумы, регистрируемые радиотелескопами, возможно, частично представляют собой синхротронное излучение релятивистских электронов, движущихся в крупномасштабных магнитных полях [35-38] (см. разд. 2.8). Наблюдаемая таким образом корона радиоизлучения, окружающая Галактику, указывает на существование протяженных слабых магнитных полей не только в плоскости Галактики, но и на больших расстояниях от нее 39, 40]. Возможны и другие механизмы радиоизлучения межзвездной плазмой (см., например, монографию Шкловского [38]).

В настоящее время нет надежных оценок напряженности галактических полей. В качестве возможного по порядку величины значения часто приводят 10 -10 гс. Одним из обоснований этой величины служит то, что она дает плотность магнитной энергии S2/8n=4 Ю -4 10 эрг/см, которая совпадает по порядку величины с плотностью кинетической энергии межзвездной среды ptJ/2, полученной в предположении, что

10 г/см и у = 3 10-3 10 см/сек [27, 41]. Результаты непосредственных наблюдений не подтверждают этих оценок и в то же время не противоречат им [42].

1.3. Индуцированные электрические поля

В присутствии магнитного поля электрическое поле мол<но определить только по отношению KJ<aкoй-либo системе координат. Если в покоящейся системе электрическое и магнитное поля равны Е и В, то соответствующие поля Е и В в системе, которая движется по отношению к первой со скоростью v, можно найти при помощи релятивистских формул преобразования. Компоненты, параллельные v, остаются неизменными, а компоненты, перпендикулярные v, преобразуются следующим образом:

являются вторичными по отношению к магнитным полям. В со-отБетствшГ1!ормулой (1) это означает, что они гораздо слабее магнитных. Следовательно, для космических объектов мы можем, как правило, с хорошим приближением написать

Е = Е + (-)хВ. (3)

В = В (4)

(где векторы содержат также компоненты, параллельные v).

Таким образом, магнитные поля не зависят от выбора системы координат; нет разницы между магнитным полем в движущейся и магнитным полем в покоящейся системах координат. Электрические поля зависят от системы координат, в которой они измеряются. Бессмысленно говорить об электрическом поле, не определив точно систему координат, к которой оно относится.

1.3.1. Индуцированное электрическое поле в равномерно движущейся среде

Поскольку космические облака ионизованного газа (плазма, см. гл. 4 и 5) обычно намагничены, их движение в соответствии с формулой (3) создает электрические поля. Эти индуцированные электрические поля имеют большое значение для многих астрофизических проблем. Например, движение намагниченной межпланетной плазмы создает электрические поля, которые играют важную роль в образовании полярных сияний и магнитных бурь (см. разд. 2.6), определенным образом влияют на вариации космических лучей и т. д. В этом разделе мы проиллюстрируем основные свойства электрических полей, связанных с таким движением, на простом примере, а именно на примере плоского твердого слоя с бесконечной проводимостью, который пронизан магнитным полем и движется параллельно самому себе.

Пусть X, у, Z (см. рис. 1.2)-оси неподвижной декартовой

системы координат 5 (с единичными векторами х, у, z), в которой рассматриваемый слой занимает объем

х\<а

и движется со скоростью

V %у, (5)

причем 0<с.

Пусть другая система координат 5 движется вместе со слоем и имеет координаты х, у\ г и единичные векторы х, у, ъ,