1 Солнце и солнечная активность С. А. Красоткин 1, Э. В. Кононович 2


СТРОЕНИЕ СОЛНЦА 4.1 Общая структура Солнца



страница7/18
Дата22.06.2019
Размер1.08 Mb.
ТипГлава
1   2   3   4   5   6   7   8   9   10   ...   18

4. СТРОЕНИЕ СОЛНЦА

4.1 Общая структура Солнца


Так как наибольшие температуры и плотности должны быть в центральных частях Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят близ самого центра Солнца. Только здесь наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния 0.2 – 0.3 радиуса от центра существенной остается одна протон-протонная цепочка. На расстоянии от центра больше 0.3 радиуса температура становится меньше 5 млн. К, существенно падает и плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. По мере удаления от центра общий поток излучения распределяется на большую площадь, пропорциональную квадрату радиуса. Поэтому поток на единицу площади убывает. Вместе с тем в каждой области внутри Солнца поле излучения соответствует температуре T и определяется формулой Планка. Поскольку по закону Стефана-Больцмана интегральный поток излучения пропорционален T4, внутри Солнца на расстоянии r от центра (где источников энергии уже нет) произведение 4r2T4 – постоянно и равно светимости Солнца LС. Следовательно, в средних слоях Солнца температура T должна быть обратно пропорциональной корню из r. С глубиной, в соответствии с законом смещения Вина, меняется также и спектральный состав солнечного излучения.

Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и где происходит лишь ее перенос путем последовательных процессов поглощения и переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает область примерно от 0.3 до 0.7 RС}. Выше этого уровня перенос энергии осуществляется движением самого вещества, и непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца на протяжении около 0.3 его радиуса возникает конвективная зона, которую мы рассмотрим в следующем параграфе. Далее конвективная зона переходит в нижние слои солнечной атмосферы (фотосферу), температура которых продолжает уменьшаться вплоть до минимального для всего Солнца значения около 4200 К после чего она снова растет. Водород при такой температуре нейтрален, однако металлы уже ионизованы. Отсюда следует, что практически всюду солнечное вещество должно быть ионизовано, хотя в области температурного минимума степень ионизации не превышает относительное содержание металлов (порядка 10-4). Все остальное вещество с температурой выше 10 – 15 тысяч кельвинов, при которой ионизуется водород, оказывается практически полностью ионизованной плазмой. Описанная общая структура Солнца схематически изображена на рис. 4.1.1.




Рисунок 4.1.1. Изменение температуры Солнца и его атмосферы в зависимости от расстояния до центра. Пунктиром изображен ход температуры при отсутствии конвекции

4.2 Конвективная зона


При определении физических условий в недрах звезд и Солнца очень важно знать, каким путем происходит перенос энергии от области ее генерации вблизи центра к наружным слоям (периферии), т.е. механизмы теплоотвода и теплопереноса. Если относительные перемещения масс отсутствуют, то в принципе возможны либо молекулярная теплопроводность, либо перенос энергии через процессы излучения и поглощения квантов. Горячий ионизованный газ в недрах звезды относительно прозрачен, а потому лучистый перенос оказывается значительно более эффективным механизмом переноса энергии, чем молекулярная теплопроводность.

В наружных, наиболее "холодных" слоях, физические условия сильно меняются:

1) из-за постоянного ухода излучения из атмосферы звезды и быстрого ее охлаждения растет модуль градиента температуры в подфотосферных слоях, т.е. сильно увеличивается скорость падения температуры с удалением от центра (в лучистой зоне T ~ r-1/2).

2) из-за падения температуры уменьшается степень ионизации газа и он становится частично ионизованным; такой газ более изотермичен, поскольку изменения температуры в нем быстро компенсируются переходом тепловой энергии во внутреннюю ионизационную и обратно;

3) ослабление ионизации приводит к росту непрозрачности газа.

Все эти обстоятельства способствуют возникновению активного перемешивания самого вещества, т.е. конвекции – ,самого эффективного способа переноса энергии.

Качественно процесс можно иллюстрировать следующим образом. В газовой среде в силу случайных флуктуаций могут возникать неоднородности температуры и плотности. Скорее всего это происходит в масштабах естественной неоднородности среды. В сферически симметричных слоях звезды таким естественным параметром является шкала высоты H=RgT/(g). В фотосфере H ~ 300 км, а на глубине 200 000 км, где температура в 300 раз выше, она порядка 100 тыс. км, т.е. соизмерима с глубиной самого слоя. Отсюда следует, что чем выше возник элемент неоднородности, тем меньше его размеры. Это подтверждается тем, что наблюдаемые структуры в солнечной атмосфере по своим размерам заключены в пределах от нескольких сотен до сотни тысяч километров.

Пусть возник элемент неоднородности с температурой выше окружающей. Поскольку в нем увеличено и давление, он быстро расширяется и начинает всплывать по закону Архимеда. В силу условий 2) и 3), приведенных выше, он стремится сохранить избыток тепла и в течение некоторого времени остается горячее окружающей среды, в которой температура быстро уменьшается в силу условия 1). Пройдя путь, сравнимый со своими размерами, конвективный элемент, по определению понятия шкалы высоты, попадет в окружение газов, сильно отличающихся от него по своей температуре и плотности. Естественно предположить, что к этому времени элемент успевает "высветить" избыток своей энергии, а силы вязкости успевают затормозить его подъем. Описанные представления лежат в основе элементарной теории, позволяющей рассчитать условия в тех слоях, где должна возникать конвекция.

Условием возникновения конвекции, очевидно, является соотношение между градиентом температуры в элементе (с учетом его квазиизотермичности и адиабатичности) и в окружающей среде. При расчете моделей внутреннего строения этот критерий необходимо контролировать, чтобы вовремя перейти от условия лучистого равновесия к условию конвектиного равновесия.

В принципе, указанные рассуждения применимы и к охладившимся, опускающимся элементам конвекции. Однако наблюдаемая структура фотосферы, которая находится под влиянием конвекции, происходящей в более глубоких слоях, говорит о структурной (топологической) неодинаковости "горячих" и "холодных" элементов: в отличие от первых, опускающиеся струи газа возникают из-за горизонтального растекания поднявшихся и охладившихся элементов конвекции, которые обтекают область подъема и, образуя односвязную среду, сливаются подобно множеству струй в нисходящий поток (рис. 4.2.1).





Рисунок 4.2.1. Предполагаемая структура потоков плазмы в конвективной зоне
В итоге в конвективной зоне возникают более или менее регулярные потоки поднимающихся и опускающихся структур, которые, однако, в мелких масштабах имеют хаотический, турбулентный характер. В результате в среде устанавливается менее крутой градиент температуры, чем в лучистой зоне (рис. 4.1.1).

В самых верхних слоях конвективной зоны из-за сильных потерь на излучение температура начинает быстро уменьшаться, степень ионизации резко уменьшается и газ лишается способности запасать ионизационную энергию и создавать устойчивые неоднородности. Поэтому непосредственно под фотосферой конвективные движения резко тормозятся.

Конвективная зона играет важную роль для всего Солнца, формируя вышележащие слои солнечной атмосферы, определяя общую их структуру и динамику. В целом она представляет собою как бы тепловую машину, в которой тепловая энергия частично переходит в механическую, а затем снова в тепло. Конвективные и турбулентные движения порождают различного типа волны, которые, распространяясь вверх в атмосферу, переносят в нее часть механической энергии.

Самым важным для всего Солнца является взаимодействие его вращения с турбулентной конвекцией, приводящее к двум важным последствиям:

1) дифференциальному характеру вращения в конвективной зоне и в атмосфере Солнца;

2) постоянному процессу усиления магнитного потока и, по-видимому, образованию в основании конвективной зоны магнитного слоя с большой напряженностью магнитного поля.

Таким образом, конвективная зона не только формирует и определяет структуру солнечной атмосферы, но и "оживляет" ее мощными и впечатляющими проявлениями солнечной активности, сильно влияющими на Землю и окружающее космическое пространство.


Каталог: model
model -> Общие положения 1Назначение Модели угроз 8
model -> Проект ниох со ран «Фундаментальные основы создания органических и гибридных наноструктурированных материалов для фотоники, сенсорики, электроники»
model -> Изложение двигатель, коробка передач и полный привод Ходовая часть нового Porsche Cayenne 14
model -> Материалы и инструменты
model -> Деятельности музея муниципального образования ульяновской области
model -> Масштабные изменения в структуре нашего общества привели к увеличению количества проблем воспитания детей во многих семьях, вследствие чего возникает острая необходимость в пересмотре системы воспитания детей в целом, а именно


Поделитесь с Вашими друзьями:
1   2   3   4   5   6   7   8   9   10   ...   18


База данных защищена авторским правом ©vossta.ru 2019
обратиться к администрации

    Главная страница