Конвективная зона Солнца
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 ).
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 Hα (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[1]), 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[2]) 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[3]). Эти образования ещё очень мало изучены.
| Типы конвективных ячеек различных масштабов в конвективной зоне Солнца | |||
| Тип ячеек | Размер, км | Время жизни | Горизонтальные скорости в ячейке |
| Минигранулы | 80%: <600,
50%: <300 |
? | ? |
| Гранулы | 250 – 2 тыс. | 8–15 мин | 1–2 км/с (?) |
| Мезогранулы | 5–10 тыс. | 2–10 ч | 0,4–1 км/с |
| Супергранулы | 20–30 тыс. | ≳1 суток | ∼500 м/с |
| Гигантские ячейки | ∼300 тыс. | ≳100 суток | ∼4 м/с |
Поскольку в конвективной зоне сосуществуют конвективные ячейки различных масштабов, ячейки меньших размеров переносятся течениями более крупных ячеек. 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.
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).
Примечания
Литература
- Leighton R. B. Velocity Fields in the Solar Atmosphere : I. Preliminary Report / R. B. Leighton, R. W. Noyes, G. W. Simon // Astrophysical Journal. – 1962. – Vol. 135. – P. 474–499.
- Simon G. W. Supergranules and the Hydrogen Convection Zone / G. W. Simon, N. O. Weiss // Zeitschrift für Astrophysik. – 1968. – Bd. 69. – S. 435–450.
- Stix M. The sun : an introduction. – 2nd ed. – Berlin [et al.] : Springer, 2002. – (Astronomy and astrophysics library).
- Кичатинов Л. Л. Дифференциальное вращение звезд // Успехи физических наук. – : Редакция журнала Успехи физических наук, 2005. – Т. 175, № 5. – С. 475–494.
- Abramenko V. I. Detection of small-scale granular structures in the quiet sun with the new solar telescope / V. I. Abramenko, V. B. Yurchyshyn, P. R. Goode [et al.] // The Astrophysical Journal. – 2012. – Vol. 756, № 2. – L27.
- Hathaway D. H. Giant convection cells found on the Sun / D. H. Hathaway, L. Upton, O. Colegrove // Science. – 2013. – Vol. 342, № 6163. – P. 1217–1219.