Сонячний магнетизм, сукупність явищ, пов'язаних з існуванням на Сонці магнітного поля. Розрізняють магнітні поля сонячних плям, активних областей поза плямами і т.з. загальне магнітне поле Сонця. Вперше магнітне поле на Сонці було відкрите американським астрономом Дж. Хейлом в 1908 по розщеплюванню ліній поглинання (див. Зеемана ефект ) в спектрах плям. Для виміру сильного магнітного поля зазвичай застосовується аналізатор кругової поляризації, що дозволяє спостерігати зєємановськие компоненти лінії окремо. При слабкому магнітному полі найбільш точні виміри за допомогою магнітографа сонячного . С. м., можливо, є причиною нагріву верхньої сонячної атмосфери, прискорення часток і їх виходу в міжпланетний простір, грає визначальну роль в багатьох явищах сонячній активності, таких, як сонячні спалахи і ін. Слабкі магнітні поля пов'язані з ділянками підвищеної яскравості, де відбувається нагрів газу. Проте локальне посилення магнітного поля вище 1400 е приводить до охолоджування газу і утворення сонячних плям. Плямам властиві найбільш сильні магнітні поля (до 5000 е), що підкоряються певним законам зміни полярності з циклом сонячної активності (тривалість «магнітного» циклу складає два 11-річні цикли сонячній активності, тобто близько 22 років). Взаємодія магнітних полів в групах плям, мабуть, викликає сонячні спалахи. Поза активними областями спостерігаються слабкі, т.з. фонові магнітні поля; разом з активними областями вони визначають в основному структуру сонячної корони і міжпланетного середовища.
На геліоцентричних широтах більш 55° вимірюється т.з. загальне магнітне поле, схоже з полем диполя. Для нього характерні тимчасові коливання і в окремі роки розподіл загального магнітного поля по широті сильно відрізняється від дипольного. Встановлено, що в епохи максимуму сонячної активності відбувається зміна знаку магнітного поля на полюсах. Радянський астроном А. Б. Північний вивчив тонку структуру і статистичний характер загального магнітного поля, яке сконцентроване в окремих структурних елементах, що мають різні розміри і магнітне поле обидві полярностей з напруженістю приблизно до 20 е; напруженість усередненого загального магнітного поля складає 1—5 е.
Сумарне магнітне поле всього Сонця як зірки змінюється з періодом близько 27—28 днів і амплітудою близько 1 е. Воно має зазвичай 2 або 4 сектори полярностей, що чергуються, співпадаючих з секторною структурою міжпланетного магнітного поля. Природа С. м. до кінця ще не досліджена.
Літ.: Північний А. Б., Магнітні поля Сонця і зірок, «Успіхи фізичних наук», 1966, т. 88, ст 1; Solar magnetic fields, ed. R. Howard, Dordrecht, 1971.
