Со́лнечный магнети́зм, комплекс физических процессов, связанных с возникновением и динамикой магнитных полей на Солнце. Магнитные поля тесно взаимодействуют с движущейся солнечной плазмой и описываются методами магнитной гидродинамики.

Изучение солнечного магнетизма началось с открытием сильных магнитных полей в солнечных пятнах (Дж. Хейл, 1908). Систематические наблюдения магнитных полей Солнца начались после изобретения солнечного магнитографа (1952). Ныне с наземных и орбитальных обсерваторий ведутся постоянные измерения магнитных полей по всему диску Солнца и строятся их карты. Магнитные поля измеряют в фотосфере Солнца и околосолнечном пространстве, а также косвенно обнаруживают (по виду структур, контролируемых магнитным полем) в хромосфере и короне Солнца. На изображениях хромосферы, полученных в лучах спектральных линий H_α (водорода) и H и K (ионизованного кальция), распределение яркости точно следует распределению напряжённости магнитного поля. В частности, благодаря концентрации магнитных полей на границах супергранул (ячеек конвективной зоны Солнца размером 20–30 тыс. км) хромосферное свечение очерчивает их границы, образуя т. н. хромосферную сетку. В фотосфере выделяют магнитные поля различных пространственных масштабов: общие (глобальные), поля солнечных пятен (с магнитной индукцией 0,2–0,4 Тл) и активных областей, слабые фоновые поля (порядка 10^–3 Тл) и мелкомасштабные магнитные элементы (0,1–0,2 Тл).

Рис. 1. Сверху: оптическое изображение биполярной группы солнечных пятен с крупным головным пятном. Снизу: карта магнитных полей (магнитограмма) для того же участка солнечной поверхности и того же момента времени. Светлые и тёмные участки соответствуют полям разной полярности. Хорошо видно, что пятна являются участками сильных магнитных полей.Рис. 1. Сверху: оптическое изображение биполярной группы солнечных пятен с крупным головным пятном. Снизу: карта магнитных полей (магнитограмма) для того же участка солнечной поверхности и того же момента времени. Светлые и тёмные участки соответствуют полям разной полярности. Хорошо видно, что пятна являются участками сильных магнитных полей.Областями сильных магнитных полей являются солнечные пятна (рис. 1), где поля локально подавляют конвекцию, уменьшая тепловой поток (а точнее, перенаправляя его в окружающие участки фотосферы) и понижая локальную температуру. Пятна чаще всего образуют биполярные группы, в которых 2 самых крупных пятна (называемые, с учётом направления вращения Солнца, ведущим и ведомым либо головным и хвостовым) имеют противоположные магнитные полярности (рис. 1, снизу). В хромосфере и короне магнитные поля порождают разнообразные плазменные образования – хромосферные дуги, корональные петли, аркады, протуберанцы, шлемовидные структуры и др. Динамика магнитных полей – важнейшая составляющая механизма солнечных вспышек. Из областей корональных дыр магнитные силовые линии простираются на большие расстояния от Солнца, образуя межпланетное магнитное поле, взаимодействующее, в частности, с магнитосферой Земли.

Общее магнитное поле проявляется в распределении групп пятен по поверхности Солнца, концентрирующихся в двух широтных зонах в северном и южном полушариях Солнца (рис. 2): процесс пятнообразования, по-видимому, контролируется крупномасштабным полем, в основном направленным вдоль солнечных параллелей и сосредоточенным в упомянутых зонах. Магнитные полярности большинства групп подчиняются правилу полярности Хейла: в течение одного 11-летнего цикла солнечной активности (цикла Швабе) в северном полушарии головные пятна, как правило, имеют одну полярность, а в южном противоположную; в следующем цикле магнитные полярности в обоих полушариях меняются на противоположные. Зоны пятнообразования в начале 11-летнего цикла располагаются в обоих полушариях примерно на широтах 20–30°, а в дальнейшем они смещаются к экватору и в конце цикла занимают широты менее 10° (закон Шпёрера). Присутствие слабых фоновых магнитных полей в полярных областях Солнца, вероятно, обусловлено выходом общего поля на поверхность фотосферы.

Рис. 2. Слева: оптическое изображение солнечной фотосферы с картиной солнечных пятен, типичной для периода высокой солнечной активности. Справа: магнитограмма, показывающая распределение магнитных полей по диску Солнца и полученная одновременно с оптическим изображением (светлые и тёмные участки соответствуют полям разной полярности). Группы пятен соответствуют биполярным магнитным структурам. Видно, что активные области и группы пятен сосредоточены в двух широтных зонах – по одной в северном и южном полушариях.Рис. 2. Слева: оптическое изображение солнечной фотосферы с картиной солнечных пятен, типичной для периода высокой солнечной активности. Справа: магнитограмма, показывающая распределение магнитных полей по диску Солнца и полученная одновременно с оптическим изображением (светлые и тёмные участки соответствуют полям разной полярности). Группы пятен соответствуют биполярным магнитным структурам. Видно, что активные области и группы пятен сосредоточены в двух широтных зонах – по одной в северном и южном полушариях.Перечисленные закономерности получают естественное объяснение на основе теории глобального солнечного гидромагнитного динамо. По существующим представлениям, благодаря дифференциальному (неоднородному) вращению Солнца, широтная компонента общего магнитного поля формируется из его меридиональной компоненты и нарастает. Когда она достигает достаточной напряжённости, начинают возникать локальные усиления магнитного поля с его выходом на поверхность фотосферы. При этом поля солнечных активных областей и солнечных пятен развиваются либо в результате всплывания трубок сильного магнитного поля из-за т. н. магнитной плавучести, либо благодаря локальным процессам усиления магнитного поля (локальное динамо). Таким образом, широтная компонента управляет изменениями солнечной активности в ходе 11-летнего солнечного цикла. Малоупорядоченные конвективные течения вызывают рассеивание локальных полей и их дрейф в полярные области. В результате происходит регенерация меридиональной компоненты общего поля и смена её знака – создаются условия для начала нового солнечного цикла.

Все явления солнечной активности обязаны своим происхождением магнитным полям Солнца, и солнечный магнетизм играет ключевую роль в цепочке процессов, происходящих в различных пространственных областях – от конвективной зоны Солнца до магнитосферы Земли.