Конвекти́вная зо́на Со́лнца, лежащая под фотосферой и окружающая лучистую зону оболочка Солнца толщиной около 200 тыс. км, в которой происходит тепловая конвекция солнечной плазмы.

Согласно моделям внутреннего строения Солнца, в большей части конвективной зоны в силу интенсивного перемешивания вещества градиент температуры лишь слегка превышает изэнтропический (адиабатический) и только в верхней, подфотосферной части – зоне частичной ионизации водорода – имеется резкое падение энтропии с высотой, которое делает эти слои наиболее конвективно неустойчивыми (рис. 1). Ещё выше располагается слой с устойчивой стратификацией (т. е. распределением температуры и энтропии по высоте), куда проникают движения вещества из неустойчивых нижележащих слоев (происходит т. н. проникающая конвекция). В пределах конвективной зоны температура изменяется на 3 порядка (от 5,8∙10³ К на поверхности фотосферы до 5,8∙10⁶ К в основании конвективной зоны), а плотность – более чем на 7 порядков (от 2,5∙10^–4 до 6,6∙10³ кг/м³).

Рис. 1. Схематическое представление строения конвективной зоны Солнца согласно одной из самых ранних рассчитанных моделей Э. Витензе 1953 г.; её общие качественные черты остались неизменными и в позднейших моделях, хотя конкретные числовые значения величин пересматривались.Рис. 1. Схематическое представление строения конвективной зоны Солнца согласно одной из самых ранних рассчитанных моделей Э. Витензе 1953 г.; её общие качественные черты остались неизменными и в позднейших моделях, хотя конкретные числовые значения величин пересматривались.Взаимодействие течений плазмы в конвективной зоне с магнитными полями имеет принципиальное значение для развития разнообразных явлений солнечной активности. Конвективные течения усиливают, структурируют, переносят и рассеивают магнитные поля. Течения плазмы в конвективной зоне образуют структуры различных масштабов (см. таблицу), являющиеся, по существующим представлениям, конвективными ячейками. Вещество поднимается из нижележащих слоёв в центральных частях ячеек, растекается к их периферийным частям и там снова опускается. Поля скоростей вещества, выявляемые при наблюдении солнечной фотосферы и хромосферы, а также магнитных полей, выглядят как суперпозиция этих структур. В зависимости от размера выделяют следующие типы ячеек:

• Самые мелкие из ячеек, существование которых твёрдо установлено, – гранулы, известные с 1801 г. – с начала телескопических наблюдений Солнца.

• В 1954 г. А. Харт (Великобритания) путём доплеровских измерений горизонтальных скоростей вещества на поверхности Солнца (вдали от центра солнечного диска) обнаружила признаки существования сети ячеек, на порядок более крупных и значительно более долгоживущих; в 1962 г. Р. Лейтон с соавторами дали им гораздо более полное описание и назвали их супергранулами (Leighton. 1962). Эти ячейки, в частности, отчётливо видны на изображениях хромосферы в лучах спектральных линий H_α (водорода) и H и K (ионизованного кальция): их границы образуют т. н. хромосферную сетку, воспроизводящую картину распределения магнитных полей, – они концентрируются вдоль этих границ.

• В 1981 г. Л. Новембер (США) и др., измеряя вертикальные скорости доплеровским методом, обнаружили мезогрануляцию – систему ячеек, промежуточных по своим размерам между гранулами и супергранулами.

• Существование самых крупных структур поля скоростей – гигантских ячеек, сравнимых по размерам с самим Солнцем, – было предсказано еще в 1968 г. Дж. Саймоном (США) и Н. Вайсом (Simon. 1968), и примерно тогда же В. Бумба обнаружил их признаки, наблюдая фотосферные магнитные поля. Но с тех пор в течение трёх десятилетий гигантские ячейки считались гипотетическими, и лишь в 1998 г. Дж. Бек (США) и др. выполнили их первые прямые (доплеровские) наблюдения, а в 2013 г. Д. Хатэвэй (США) (Hathaway. 2013) и др. обнаружили их по движению супергранул. Форма гигантских ячеек испытывает сильное влияние вращения Солнца.

• Наконец, в 2012 г. российский астроном В. И. Абраменко (работавшая в то время в США) и др. сообщили об обнаружении минигранул, размеры которых варьируют в очень широких пределах (Abramenko. 2012). Эти образования ещё очень мало изучены.

Поскольку в конвективной зоне сосуществуют конвективные ячейки различных масштабов, ячейки меньших размеров переносятся течениями более крупных ячеек. Рис. 2. Построенные по двухчасовой серии изображений траектории «пробных частиц», выбранных в поле яркости участка солнечной фотосферы. Каждая траектория на её начальном участке проведена чёрным и сливается с фоном, а к концу её яркость увеличивается до максимальной.Рис. 2. Построенные по двухчасовой серии изображений траектории «пробных частиц», выбранных в поле яркости участка солнечной фотосферы. Каждая траектория на её начальном участке проведена чёрным и сливается с фоном, а к концу её яркость увеличивается до максимальной.На рис. 2 показаны построенные по двухчасовой серии фотографий траектории мелких яркостных деталей оптического изображения фотосферы – «пробных частиц», связанных с гранулами. Хорошо видно разбегание траекторий из центральных частей супергранул и мезогранул и их схождение к границам этих ячеек, где пробные частицы замедляют своё движение (поскольку происходит переход к погружению вещества вглубь) и поэтому сгущаются, прорисовывая границы супергранул и мезогранул.

Колоссальные перепады физических параметров создают значительные трудности для теоретического описания динамики конвективной зоны, включая её численное моделирование. Даже самые высокопроизводительные вычислительные системы не позволяют описать в равной степени подробно гигантские ячейки и грануляцию.

Конвективную зону с её сложными малоупорядоченными течениями следует считать турбулентной. Взаимодействие конвективной турбулентности с общим вращением Солнца приводит к неоднородности вращения. Это происходит потому, что сила Кориолиса делает турбулентность анизотропной, а турбулентный перенос момента импульса перераспределяет угловую скорость вращения. Неоднородность вращения Солнца – давно установленный факт: быстрее всего вращается экваториальная часть Солнца, а по мере перехода ко все более высоким широтам скорость вращения уменьшается. Но теорию такого дифференциального вращения Солнца, успешно объяснившую наблюдаемую картину, удалось построить лишь в начале 21 в. на основе представлений о турбулентном переносе момента импульса. Кроме дифференциального вращения, на Солнце имеется меридиональная циркуляция вещества, направленная на поверхности Солнца от экватора к полюсам, и эти два поля скоростей являются составляющими единого механизма, находящимися в тесной взаимной связи.

Рис. 3. Радиальное и широтное распределение угловой скорости вращения Солнца в конвективной зоне и зоне лучистого переноса по гелиосейсмологическим данным. Каждая кривая соответствует определённой гелиографической широте.Рис. 3. Радиальное и широтное распределение угловой скорости вращения Солнца в конвективной зоне и зоне лучистого переноса по гелиосейсмологическим данным. Каждая кривая соответствует определённой гелиографической широте.Значительный прогресс в изучении структуры и динамики конвективной зоны в последние десятилетия связан с развитием методов гелиосейсмологии. Они позволили «заглянуть» вглубь Солнца – в частности, разработать методы определения скоростей течений внутри Солнца по измеренным временам прохождения акустических волн и частотам глобальных колебаний. Благодаря этому удалось изучить распределение скоростей вращения в теле Солнца – построить пространственную картину дифференциального вращения (рис. 3). Выяснилось, что в толще конвективной зоны в основном сохраняется широтное распределение угловой скорости вращения, схожее с наблюдаемым на поверхности. Получено описание структуры тахоклина – переходного слоя между дифференциально вращающейся конвективной зоной и однородно вращающейся лучистой зоной, а также обнаружен тонкий подповерхностный сдвиговый слой, или лептоклин, где угловая скорость растёт с глубиной.

И дифференциальное вращение, и локальные движения в конвективной зоне Солнца являются важными составляющими механизма глобального солнечного динамо, ответственного за цикличность солнечной активности (цикл Швабе).