Магнитное поле Солнца
Магнитное поле Солнца состоит из двух главных составляющих: полоидалыюй (вдоль его меридиана) и тороидальной (вдоль его параллелей). Полоидальное поле сосредоточено главным образом в полярных областях до гелиографических широт 55°. Его средняя напряженность не превышает 1—2 Гс. Тороидальное поле располагается по обе стороны от экватора на более низких широтах. Его средняя напряженность составляет десятки гаусс, а в отдельных областям достигает 100—150 Гс. Эти составляющие как бы взаимно дополняют друг друга: когда первая из них достигает максимального значения напряженности, вторая обладает минимальной ее величиной. Полярности их изменяются со временем тоже в противофазе.
Тороидальное магнитное поле характеризуется двумя типами магнитных областей: биполярными и униполярными. Биполярные области обычно имеют два четко выраженных магнитных полюса противоположной полярности и существуют в течение 2—3 солнечных оборотов. Униполярные области обладают одной преимущественной полярностью, поскольку вторая настолько слаба, что вообще не поддается измерению, и отличаются гораздо большей «живучестью» (до 6—7 солнечных оборотов). Они располагаются, как правило, несколько ближе к полюсам и отличаются значительно меньшей напряженностью поля, чем биполярные. На магнитные области тороидального поля, особенно биполярные, сильно воздействует дифференциальное вращение Солнца.
Характерной особенностью солнечных магнитных полей является усиление их на границах супергранул, которые, как уже говорилось, представляют собой ячейки конвективных движений солнечной плазмы. Сейчас можно уверенно утверждать, что значительная часть магнитного потока сконцентрирована именно на этих границах. Такая ситуация служит лучшим свидетельством тесной связи между магнитными полями и движениями в атмосфере Солнца.