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



страница8/18
Дата22.06.2019
Размер1.08 Mb.
ТипГлава
1   ...   4   5   6   7   8   9   10   11   ...   18

4.3 Гелиосейсмология


Хотя Солнце и представляет собой газовый шар, его плотность в центре выше, чем у свинца, а в наружных слоях она беспредельно мала. Такое разнообразие условий не препятствует возможности распространения в замагниченной плазме всевозможных волн, начиная от обычного звука вплоть до магнитогидродинамических, а также внутренних гравитационных (как на море), и даже ударных волн. Радиотелескопы регистрируют множество волн различных типов, возникающих в короне. Если бы мы могли их «слышать», например, через приемник радиотелескопа, то, наверное, нам показалось бы, что Солнце звенит, подобно мощному органу. Регистрируя параметры этих волн, можно изучать внутреннее строение Солнца и физические условия в его отдельных слоях, подобно тому, как врач, просушивая больного, выясняет, что происходит с его внутренними органами.

Под действием центробежных сил вращающийся упругий шар приобретает форму эллипсоида вращения. Солнце вращается сравнительно медленно. Поэтому фигура его равновесия ничтожно отличается от шарообразной – всего на стотысячные доли радиуса. Однако если где-нибудь на Солнце нарушится механическое равновесие, например, из-за падения метеорита или в результате взрыва вспышки, то возникнут колебания (волны), степень сложности которых определяется характером начального возмущения и свойствами окружающей среды.

В случае сильной неустойчивости эти колебания могут достигнуть больших амплитуд, как, например, у пульсирующих звезд, так называемых цефеид по имени впервые обнаруженной звезды такого типа ( из созвездия Цефея). Слабые возмущения устойчивых звезд приводят к колебаниям с малыми амплитудами.

Колебания звезд можно наблюдать по относительному изменению потока излучения, подобно тому, как измеряются вариации светимости Солнца по измерениям солнечной постоянной. Другой метод – измерить при помощи очень точного спектрометра периодические смещения спектральных линий. Эти смещения возникают из-за движения источника вдоль луча зрения (эффект Доплера), причем удалению соответствует сдвиг спектра в длинноволновую (красную) часть спектра.

Колебания Солнца впервые случайно были обнаружены в 1961 г. на обсерватории Маунт Вилсонв США. По измерениям лучевых скоростей структурных образований в солнечной атмосфере их период оказался в диапазоне 5-и минут. Впоследствии обнаружилось, что эти колебания имеют глобальный характер, т.е., сохраняя фазу, они распространяются по всему Солнцу, причем не только по поверхности, но и вглубь.

У наиболее ярких звезд также удалось выделить специфический класс колебаний с очень малой амплитудой. Для Солнца относительное изменение потока излучения составляет около 10-5LС, а значения периодов заключены в пределах от 3 до 15 минут. Наибольшей амплитудой (до 20 см/с в значении скорости) обладают колебания с периодами около пяти минут, почему весь диапазон стали называть пятиминутными колебаниями. В отличие от цефеид, колебания с такими амплитудами можно считать линейными, т.е. не влияющими друг на друга, если несколько колебаний возникает и одновременно сосуществует в результате действия независимых причин.

Всякое достаточно малое произвольное колебание, как правило, можно представить линейной комбинацией элементарных гармонических колебаний, называемых собственными модами. Собственные моды – это возможные колебания системы, при которых, в случае отсутствия затухания, каждая точка колеблется по простому гармоническому закону.

Тип и частота отдельных собственных мод определяется внутренним строением Солнца или звезды. В определенном смысле верно и обратное, а именно, спектр собственных колебаний определяет строение объекта, что является принципиальной основой гелиосейсмологии, т.е. диагностики свойств солнечного вещества на основании наблюдаемых частот и амплитуд колебаний.

При специфических условиях возбуждения можно непосредственно наблюдать изолированные собственные моды, например, при резонансе с частотой внешнего воздействия. В общем случае для выделения отдельных мод, связанных с изолированными колебаниями, и определения их частот применяются специальные методы анализа. Для этого, например, можно выполнить преобразование Фурье наблюдаемых пространственно-временных флуктуаций яркости или скорости в атмосфере Солнца. Это позволяет в наблюдаемых значениях «увидеть» определенную моду. С точки зрения физики подобная возможность обусловлена линейностью колебаний, т.е. практически отсутствием их взаимодействия.

Рассмотренные соображения лежат в основе специальных методов, которые позволили исследовать солнечные колебания, или пульсации. Современным наблюдениям доступно множество собственных мод Солнца в области периодов от трех до нескольких десятков минут. Имеющиеся данные наблюдений, однако, не охватывают весь спектр существующих собственных колебаний. Поэтому они не дают возможности полностью воссоздать структуру Солнца. Тем не менее, в сочетании с предположением о гидростатическом равновесии Солнца имеющаяся информация о колебаниях позволяет определить зависимость скорости звука от расстояния до центра Солнца.

Колебания, обнаруженные на Солнце, являются модами звуковых волн, распространяющихся как вдоль сферической поверхности, так и в глубину (рис. 4.3.1 а). Условия их распространения в значительной степени определяются зависимостью температуры от глубины, поскольку в идеальном газе скорость звука пропорциональна квадратному корню из температуры.

В стратифицированной атмосфере (когда температура и плотность зависят от высоты) скорость звука должна быть меньше некоторого критического значения. Источники солнечной энергии сосредоточены в центральном ядре размером около 0.1 солнечного радиуса. Поэтому по мере перехода к вышележащим слоям температура постепенно убывает, т.к. общий поток излучения распределяется на большую площадь, пропорциональную квадрату расстоянию от центра. В итоге на единицу площади приходится во столько же раз меньше энергии, и температура уменьшается. Этот ход температуры сохраняется вплоть до наиболее глубоких слоев солнечной атмосферы, называемых фотосферой (сфера света). Над нею температура начинает расти за счет притока энергии, переносимой волновыми движениями, подобно тому, как это происходит в микроволновой печи. В итоге в верхних слоях фотосферы образуется слой с минимальным значением температуры около 4500 К, выше которого начинается рост температуры с высотой. Для акустических волн этот слой температурного минимума оказывается критическим: испытывая рефракцию волны отражаются от него. В итоге область возможного распространения волн ограничена внешними слоями фотосферы и некоторым уровнем в конвективной зоне, причем толщина соответствующего слоя определяется направлением распространения колебаний. Таким образом, специфика внутреннего строения Солнца упрощает рассмотрение его колебаний, а само Солнце оказывается своеобразным сферическим концентрическим резонатором (рис. 4.3.1 б).

Структура этого резонатора определяет спектр пятиминутных колебаний. Первыми в самом начале 60-х годов были открыты волны, распространяющиеся горизонтально. На основании этих данных предположили, что колебания носят поверхностный и чисто локальный характер. В конце 60-х годов выяснилось, что на крупных масштабах фаза волн сохраняется в течение времени больше часа, за которое волна успевает обойти вокруг всего Солнца. Тем самым волны оказались слабозатухающими, и, следовательно, охватывающими все Солнце, т.е. глобальными. Только в конце 70-х годов ХХ века были организованы эксперименты по наблюдению волн, распространяющихся по направлениям, близким к вертикали, т.е. вглубь Солнца. Эти наблюдения стали основой для применения нового подхода к изучению внутреннего строения Солнца на основе анализа пятиминутных колебаний. Есть основания полагать, что, по крайней мере, некоторые волны не затухают за время порядка 10 – 20 суток.



Рисунок 4.3.1. Представление пятиминутных колебаний на Солнце: а) пространственное изображение отдельной моды; б) схема распространения колебаний в конвективной зоне; в) диагностическая диаграмма: зависимость периода колебаний в минутах (ордината) от горизонтальной длины волны в тыс. км (абсцисса); каждая точка – отдельная мода; вертикальный штрих – ошибка измерения, умноженная на 1000; видны последовательности, соответствующие различным порядкам

Собственные моды можно рассматривать как колебания таких частот и длин волн, которые целое число раз укладываются на окружности вокруг Солнца и целое число раз между точками отражения по радиусу (рис. 4.3.1 б). Число узлов моды по радиусу называют ее порядком. Число узлов по замкнутому пути вдоль сферического слоя определяет горизонтальное волновое число моды, обратно пропорциональное горизонтальной длине волны. В зависимости от нее можно изобразить на графике периоды колебаний для мод различных порядков (рис. 4.3.1 в). Аналогичные кривые получаются непосредственно из наблюдений в результате двойного преобразования Фурье по координате и по времени данных наблюдений о флуктуации яркости или скорости в атмосфере Солнца. Модель Солнца уточняется путем сравнения наблюдаемых и теоретических кривых типа изображенных на рис. 4.3.1 в.

Одним из важнейших результатов гелиосейсмологии является уточнение положения основания конвективной зоны, средняя точка которого оказалась на глубине 0.29 RС т.е. почти точно 200 тыс. км. Другим достижением гелиосейсмологии является восстановление зависимости скорости звука от расстояния до центра Солнца на интервале от 0.2 до, примерно, 0.98 RС. В основном эта информация совпадает с данными так называемой стандартной модели Солнца. Однако важное ее значение заключается в том, что она исключает множество «нестандартных» моделей, предложенных в связи с недостаточностью наблюдаемого потока солнечных нейтрино, проблема объяснения которого все еще остается важной задачей физики и астрофизики.

Гелиосейсмология является единственной возможностью экспериментального изучения изменения с глубиной на Солнце характера дифференциального вращения. Установлено, что конвективная зона сохраняет дифференциальный характер вращения наружных слоев. Среднее значение угловой скорости на экваторе совпадает с наблюдаемым (около 2·10-6 рад/с). Глубже расположенная лучистая зона вращается с такой же скоростью, однако, не меняющейся с широтой и глубиной, т.е. почти как твердое тело.

Данные о вращении на расстояниях меньше 0.2RC·от центра ненадежны. Возможно, эти центральные области вращаются с угловой скоростью в 1.5 – 2 раза большей, чем остальные слои.


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   ...   4   5   6   7   8   9   10   11   ...   18


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

    Главная страница