Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
щие изменения радиуса и яркости Солнца не превышают 0,001%. Тем не менее удалось зарегистрировать широкий спектр колебаний н на его основе получить данные о внутр. строении Солнца.
Основные свойства нолебаннй Солнца. Колебат. движения Солнца, как а всякой сплошной среды, возникают, еслн нек-рый элемент газа прн смещении нз положения равновесия испытывает действие силы, стремящейся вернуть его в исходное положение. На Солнце возвращающие силы могут быть трёх типов: 1) градиенты газового давления, возникающие прн сжатиях и разрежениях среды. Они вызывают акустич. колебания;
2) выталкивающие (архимедовы) силы, обусловленные неоднородным распределением вещества в поле тяжести. В конвективно устойчивых слоях эти силы создают внутр. гравитац. колебания; 3) инерционные (корноли-совы) силы, связанные с вращением Солнца. Онн приводят к инерционным колебаниям, аналогичным волнам Росбн в земной атмосфере.
Колебания могут распространяться в виде волн в определ. областях (сферич. слоях) внутрн Солнца. Если этн слон сннзу н сверху ограпнчены зонами, где волновое распространение невозможно, то волны отражаются от границ областей распространення н будут там захвачены. В результате многократного отражения от границ н интерференции захваченных волн образуются стоячие волны, к-рые часто называют собств. колебаниями илн модами. Каждая мода имеет свою частоту (зависит от условий в областн захвата) и определённую пространственную картину смещений: сфернч. поверхности разбиваются на отдельные колеблющиеся участки, разделённые вдоль мернднанов н параллелен узловыми линиями, на к-рых газ неподвижен; вдоль радиуса внутрн областн захвата колебания имеют пучности н узлы, а вне её — экспоненциально затухают. Зная частоту н общую картнну колебаний на поверхности, можно восстановить радиальную структуру моды и определить условия в областн захвата.
Ещё не вполне ясно, каким образом на Солнце происходит возбуждение колебаний. Возможно, онн являются результатом турбулентных движений в кон-вективной зоне, способных случайным образом возбуждать и гаснть колебания. В энергию колебаний может преобразовываться избыток тепла, возникший прн увеличении скорости ядерных реакций или при нек-рой задержке потока лучистой энергии в результате локального сжатия вещества.
Акустич. волны (см. Упругие волны) имеют периоды от 3 мин до 1 ч. Онн распространяются со скоростью звука н отражаются за счёт градиентов плотности и телга-ры во внутр. областях Солнца. Верх, граница отражения лежит сразу под видимой поверхностью (фотосферой) Солица, где плотность резко падает с высотой. Здесь отражаются все волны, для к-фых циклич. частоты о> меньше т. н. акустич. частоты обрезания: й)0 = а/2Я, где а — скорость звука, H — характерный масштаб изменения плотности. В фотосфере а ж 6-Ю6 см/с, H ~ IO7 см; поэтому 0)о = 3-Ю-2 с-1. Соответственно, мин. период захваченных волн Pa — 2д/й)а ж 200 с. Поскольку акустнч. волны с большими периодами отражаются от более глубоких слоёв, то на поверхности легче всего наблюдаются волны с периодами, близкими к Pat— т. н. пятиминутные колебания. Акустич. волна, отражённая от этой верх, границы, распространяется вниз. В результате роста темп-ры с глубиной (а значит, н скорости звука) более глубокая часть волнового фронта движется с более высокой скоростью. Поэтому фронт волны постепенно изгибается, пока волна не поворачивает обратно к поверхности. На нижней отражающей границе горизонтальный номпо-нент фазовой скорости волны равен скорости звука. Т.
о., захваченные анустич. волны распространяются вдоль дугообразных траекторий под поверхностью Солнца. Стоячие анустнч. волны наз. р-модами; они наиб, подробно изучены в наблюдениях.
Внутр. гравитац. волны (см. Внутренние волны) имеют периоды, превышающие 20 мин. Онн могут распространяться только в областн с конвентивно устойчивой стратификацией (расслоением) вещества
и, кроме того, при условии, что ях частота меньше частоты плавучести JV (частоты Брента — Вяйсяля):
где g — локальное ускорение силы тяжести, P =
= — р-1 {др/дТ)р — коэф. теплового расширения, р — платность, (dT/dr) — радиальный градиент темп-ры на Солнце, (dT/dr)aa = —$Tg/cp — т. н. адиабатич. градиент, ср уд. теплоёмкость. В области лучистого теп-лопереноса, устойчивой относительно конвекции, vV2>
> 0. В конвективной зоне N2 < 0. Поэтому внутр. гра-внтац. волны захвачены глубоко в недрах Солнца под конвективной зоной. Верхняя и нижняя границы отражения находятся там, где JV приближается к ш. Стоячие внутр. гравитац. волны наз. g-модами. Надёжных наб-людат. данных о свойствах этнх мод пока не получено.
Инерционные волны представляют собой почти горизонтальные йихревые движения газа с большими периодами, сравнимыми с периодом вращения Солнца (ж 25 сут). На распространение этих волн вдоль радиуса Солнца влняет сила плавучести. В зависимости от частоты они могут распространяться либо в центр, зоне лучистого переноса энергии, где JV2 > 0, лнбо в нонвек-тнвной зоне (JV2 < 0). В последнем случае областью захвата является узннй слой в верх, части конвективной зоны, характеризующийся глубоким минимумом N3. (область неэффективной конвекции). Захваченные здесь волны могут наблюдаться на поверхности Солнца. Стоячне инерционные волны наз. r-модамн; пока их наблюдать не удалось.
