Загадка измерений общего магнитного поля Солнца - Котов , В.А. (Известия Крымской астрофизической обсерватории, 2012)
В 2001–2010 гг. общее магнитное поле (ОМП) фотосферы Солнца-как-звезды измерялось в КрАО по двум линиям поглощения Fe I, λ524.7 и λ525.0 нм. Коэффициент регрессии b для 1054 пар суточных значений, измеренных почти одновременно по двум линиям, равен 0.82 (коэффициент корреляции 0.94; напряженности по линии λ525.0 нм занижены по сравнению с напряженностями по линии λ524.7 нм). Величина b, однако, значительно менялась с фазой 11-летнего цикла, от 0.88 в 2003 г. до 0.49 в 2009 г. Это трудно приписать инструментальным или чисто солнечным причинам. Более того, ее полугодовые значения падали с уменьшением абсолютной напряженности ОМП, что противоречит модели тонких магнитных жгутов фотосферы. Аналогичное поведение b имеет место и при сравнении ОМП, измеренного в КрАО и Стэнфорде по линии λ 525.0 нм. Указано на расхождения результатов, полученных на разных инструментах по двум линиям железа. Сделан вывод, что расхождения и “странное” поведение b обусловлены не только инструментом и Солнцем (так называемой “тонкой структурой” поля фотосферы), но и самим “актом” измерения. При регистрации магнитного поля Солнца (и звезд) и моделировании процессов в атмосфере необходимо учитывать такие квантовые эффекты, как нелокальность, неразличимость и сцепление фотонов, и тот факт, что фотон приобретает свои свойства только в момент регистрации. Наилучшее приближение к реальности дает усреднение измерений ОМП, выполненных разными магнитографами и в различных линиях.