През последните две десетилетия изследванията на поляризацията на емисионните линии на протуберансите осигуриха огромен наблюдателен материал за диагностика на магнитното поле. Това доведе до по-добро познание за магнитната структура на спокойните протуберанси.
Историческото развитие на проблема, наблюдателната техника и методите на анализ, както и някои спорни въпроси около магнитната диагностика са подробно разгледани в обширния обзор на Leroy (1989).
Магнитна индукция. Резултатите от обширни изследвания на магнитното поле (МП) на СП в обсерваториите Клаймакс, Кисловодск, Саян, Сакраменто Пик и Пик-дю-Миди показаха, че в 90% от случаите магнитната индукция на СП е в диапазона 3-30 G. По-високите стойности са по-вероятни. Различията се дължат предимно на включването в различни пропорции на протуберанси от различен тип. Освен това, почти не се наблюдават СП с индукция на полето под 2 G. Този факт се интерпретира с отсъствието на области в ниската корона с индукция на МП под 2 G.,
Терминът “спокоен протуберанс” се използва за различни типове образувания – от ниско разположените влакна в активни области до високите спокойни протуберанси в полярната корона. Една от характерните разлики е индукцията на МП: за СП на високи хелиографски ширини тя е от порядъка на 8 G, докато тези на ниски ширини, разположени близо до активни области са с типични стойности около 20 G.
Посока на магнитното поле. До 80-те години бе широко прието мнението, че конфигурацията на магнитното поле на СП е повече или по-малко хоризонтална, както предсказваха повечето теоретични модели. Още първите измервания, направени от бяха достатъчни да се изключат вертикалните или силно наклонени положения на вектора на МП спрямо хоризонталата. По-късните изследвания на показаха, че вектора полето на СП е действително почти успореден на хоризонталната равнина. Векторът на полето в СП се отклонява на по-малко от 10° от хоризонталата, макар че в някои отделни случаи измерванията показват малко по-големи отклонения.
Анализът на ъгъла между вектора на МП и надлъжната ос на 70 СП, определи като най-вероятна стойност на =15° . При подобен анализ на по-голям брой протуберанси бе установено, че най-вероятния ъгъл между вектора на полето и оста на СП е 25° .
Парадокс на тънката структура. Типичните СП, наблюдавани на лимба, показват тънка структура със съществено вертикални елементи, слаби низходящи движения, както и възходящи движения при наблюдения върху слънчевия диск. Тези наблюдателни факти са в явно противоречие с хоризонталната ориентация на МП на СП. Дори магнитното поле в “краката” на СП има същата ориентация, като това в други области на СП, т. е. хоризонтална. Освен това “краката” се разполагат, на фотосферно ниво, по неутралната линия на МП, където вертикалната компонента на полето е нулева. Тези резултати са в противоречие с интуитивната представа за “крака” на СП.
Leroy (1989) предложи следното обяснение на този парадокс.
Вертикалните движения на плазмата в СП са твърде слаби, със скорости под 10 km/s, но въпреки това те са при всички случаи много по-големи от възможната скорост на плазмата напречно на силовите линии на МП. Затова по-вероятно е вертикалните движения да са резултат от вертикални измествания на цялата магнитна структура, която поддържа протуберанса.
Конфигурация на магнитното поле на СП. Формирането и поддържането на СП се определят както от характерните особености и топологията на тяхното МП, така и от отношението на конфигурацията на магнитното поле (КМП) на СП към едромащабното магнитно поле на Слънцето. Теоретичните модели на КМП на СП, създадени въз основа на слънчевата магнитнохидродинамика, трябва да дават отговор на два основни въпроса при описване на първичните характеристики на СП. Първо, как се поддържат плътните СП против силата на гравитацията и второ, съществуването на тези относително студени образувания сред обкръжаващата гореща слънчева корона.
От наблюденията и теоретичните разработки са установени два основни типа топологии на конфигурацията на СП – “нормална” (N) и “инверсна” (I), в зависимост от тяхната специфика и отношението им към едромащабното магнитно поле на Слънцето (Фиг. 1).
При N СП явната полярност на МП през протуберанса е същата както тази на нисколежащото фотосферно МП. Такива КМП на СП се описват от моделите на Kippenhahn-Schluter (K-S), които са повече или по-малко подобни на модела на Kippenhahn and Schluter (1957) (Фиг. 1а).
При втория тип (инверсни) КМП на СП, полярността на полето през протуберанса е обратна на полярността на фотосферното поле. Този тип конфигу-рации се описват от Kuperus-Raadu (K-R) моделите, в основата на които стои модела на Kuperus and Tandberg-Hanssen (1967), по-късно доразвит от Kuperus and Raadu (1974) (Фиг. 1b).
Магнитната конфигурация на K-S моделите се описва като потенциално подобна (potential-like), а тези на K-R моделите като непотенциалноподобна (nonpotential-like) (Leroy, 1989). По-често използваните термини за тези два типа модели – модели с нормална и инверсна полярност, са предложени от Priest (1989).
Определянето на типа на наблюдаван СП (на неговата КМП) се свежда до определяне на полярността на МП през протуберанса, която е достатъчно добър критерий според Anzer (1979) при сравняване с полярността на фотосферното поле под него. На практика идентифицирането на типа на СП се свежда до определянето на посоката на вектора на неговото МП спрямо тази на вектора на фотосферното поле.
Leroy (1989) показа, че N и I СП са в съотношение 3:1. Съществува силно съмнение относно достоверността на това съотношение, тъй като N СП са по-ниски от 30 000 km, а при наблюдения с коронограф се изпускат протуберансите с височина под 10 000 km, поради маскиране от силно разсеяна светлина.
СП на големите ширини (в полярната зона) убедително не са от N-тип. За тях статистически по-правдоподобна е I КМП. N СП са присъщи за ниските и средните ширини), но в тези зони се разполагат и I СП (Leroy, 1989).
