izvcrao Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ. Известия Крымской астрофизической обсерватории Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii 0367-8466 3034-4107 Киселев Н.Н., пос. Московский, Москва, РФ RU 987 Научные статьи Research articles Загадка измерений общего магнитного поля Солнца A mystery of measurements of the Sun’s mean magnetic field Котов В.А. Kotov V.A. НИИ “Крымская астрофизическая обсерватория”, 98409, Украина, Крым, Научный Crimean Astrophysical Observatory, Nauchny, 298409 01 06 2012 108 1 35 47 16 06 2020 Copyright (c) 2012 Котов В. Copyright (c) 2012 Kotov V. 2012 Котов В. Kotov V. Метаданные этой статьи доступны по лицензии Creative Commons «Attribution» («Атрибуция») 4.0 Всемирная. Авторское право и право на публикацию текстов, представленных в журнале  "Известия Крымской астрофизической обсерватории", сохраняются за авторами, при этом право первой публикации предоставляется журналу. Тексты могут свободно использоваться при условии правильного цитирования с указанием авторства в соответствии с лицензией Creative Commons «Attribution» («Атрибуция») 4.0 Всемирная. The metadata for this submission is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. Copyright and publishing rights for texts published in Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii is retained by the authors, with first publication rights granted to the journal.Texts are free to use with proper attribution and link to the licensing (Creative Commons Attribution 4.0 International).

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.

In 2001–2010, the mean magnetic field (MMF) of the photosphere of the Sun-as-a-star was measured in the CrAO using the two Fe I absorption lines, λ524.7 and λ525.0 nm. The regression coefficient b for 1054 pairs of daily MMF records, performed almost simultaneously in the two lines, is equal to 0.82 (correlation coefficient 0.94; the λ525.0 nm line magnetic intensities are lower than those in the λ524.7 nm line). The b value, however, changed significantly in step with the 11-year cycle: from 0.88 in 2003 to 0.49 in 2009. This can hardly be explained by the instrumental or purely solar causes only. Moreover, its half-year values falled with a decrease of the MMF intensity, contradicting the magnetic fine-tube-flux model of the photosphere. Analogous behaviour of b is observed also when comparing the MMF values recorded at the CrAO and Stanford using the λ525.0 nm line. It is also noted that there are generally large discrepancies between results obtained by different instruments and using the two iron lines. It is concluded that the discrepancies and the “queer” behaviour of the b coefficient are not caused by the instrument and the Sun only (thought to be associated with the so-called “fine structure” of the photosphere field), but also by “an act” of measurement itself. Recording magnetic field of the Sun (and stars) and modelling processes in the atmosphere, one must take into account quantum effects: nonlocality, indistinguishability and entanglement of photons, and the fact that photon acquires its properties at the very moment of registration. The best approximation of the reality can be obtained by averaging the MMF records performed by different magnetographs and using various lines.

Абдусаматов Х. // Наука и жизнь. 2009. № 1. С. 34. Алберт Д., Галчен Р. // В мире науки. 2009. № 5. С. 18. Белинский А.В. // Успехи физ. наук. 1997. Т. 167. С. 323. Бувместер и др. (Bouwmeester D., Pan J.-W., Mattle K., Eibl M., Weinfurter H., Zeilinger A.) // Nature. 1997. V. 390. P. 575. Говард и Стенфло (Howard R., Stenflo J.O.) // Solar Phys. 1972. V. 22. P. 402. Гопасюк С.И., Гопасюк О.С., Залесов И.П., Каркач Д.В., Свистельников В.В. // Астрон. журн. 2000. Т. 77. С. 547. Гопасюк и др. (Gopasyuk S.I., Kotov V.A., Severny A.B., Tsap T.T.) // Solar Phys. 1973. V. 31. P. 307. Демидов М.Л., Григорьев В.М., Пещеров В.С. // Астрон. журн. 2005. Т. 82. С. 628. Демидов и Балтазар (Demidov M.L., Balthasar H.) // Solar Phys. 2009. V. 260. P. 261. Демидов и др. (Demidov M.L., Zhigalov V.V., Peshcherov V.S., Grigoryev V.M.) // Solar Phys. 2002. V. 209. P. 217. Кадомцев Б.Б. // Успехи физ. наук. 2003. Т. 173. С. 1221. Котов В.А. // Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. 2008. Т. 104. № 1. С. 109. Котов В.А. // Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. 2009. Т. 105. № 1. С. 75. Котов В.А., Северный А.Б. // Общее магнитное поле Солнца как звезды. Каталог 1968–1976. М.: АН СССР, 1983. Котов В.А., Цап Т.Т. // Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. 2005. Т. 101. С. 82. Котов (Kotov V.A.) // Astron. Astrophys. 2003. V. 402. P. 1145. Котов и др. (Kotov V.A., Scherrer P.H., Howard R.F., Haneychuk V.I.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1998. V. 116. P. 103. Сантори и др. (Santori C., Fattal D., VuckoviДc J., Solomon G.S., Yamamoto Y.) // Nature. 2002. V. 419. P. 594. Свалгаард и др. (Svalgaard L., Duvall T.L., Jr., Scherrer P.H.) // Solar Phys. 1978. V. 58. P. 225. Северный (Severny A.) // Nature. 1969. V. 224. P. 53. Стенфло (Stenflo J.O.) // Solar Phys. 1973. V. 32. P. 41. Уанг и Шили (Wang Y.-M., Sheeley N.R., Jr.) // Astrophys. J. 1995. V. 447. P. L143. Харви и Ливингстон (Harvey J., Livingston W.) // Solar Phys. 1969. V. 10. P. 283. Чаплин и др. (Chaplin W.J., Dumbill A.M., Elsworth Y., et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2003. V. 343. P. 813. Шеррер и др. (Scherrer P.H., Wilcox J.M., Kotov V., Severny A.B., Howard R.) // Solar Phys. 1977. V. 52. P. 3. Шрёнер и Шеррер (Shrauner J.A., Scherrer P.H.) // Solar Phys. 1994. V. 153. P. 131.