Главная > Разное > Теория вращающихся звезд
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

2.2. СОЛНЦЕ

Скорость вращения Солнца можно получить, измеряя на солнечном диске движение по долготе различных квазистационарных образований (таких, как солнечные пятна, факелы, темные волокна и даже центры корональной активности) или из спектрографических наблюдений доплеровских смещений отдельных спектральных линий вблизи солнечного лимба. Выполненные Шейнером до 1630 г. наблюдения солнечных пятен показали, что вблизи солнечного экватора их период обращения короче, чем на высоких гелиоцентрических широтах. Впоследствии спектрографические наблюдения независимо подтвердили дифференциальное вращение Солнца. Так, например, из наблюдений долгоживущих солнечных пятен, выполненных в Гринвиче в течение 1878 - 1944 гг., Ньютон и Нанн вывели такую формулу для суточного смещения

Здесь гелиоцентрическая широта (ср. с первоначальными результатами Кэррингтона и Фая, приведенными в разд. 1.1). Эмпирическая формула (1) соответствует сидерическому периоду на экваторе 25,03 сут и среднему синодическому периоду на экваторе 26,87 сут.

У каждого из этих двух методов определения угловых скоростей (по движению индикаторов и по относительному доплеровскому сдвигу спектральных линий) есть свои слабые стороны, хотя лишь немногие из

недостатков свойственны обоим способам. На деле для определения вращения Солнца по индикаторам требуется, во-первых, чтобы эти квазистационарные явления были равномерно распределены по поверхности жидкости и, во-вторых, не обладали заметным собственным движением относительно окружающей их среды. На практике не удалось найти индикаторов, удовлетворяющих сразу обоим требованиям. Более того, образования на Солнце появляются, как правило, в довольно узкой полосе широт. С помощью спектрографического метода можно найти скорости вращения для большего диапазона широт. Но здесь точность ограничена из-за наличия неоднородностей в поле скоростей фотосферы и макроскопических движений внутри самих этих деталей короны и протуберанцев, так что разброс между повторными измерениями велик.

На рис. 2.1 приведены данные измерений угловой скорости с помощью различных солнечных индикаторов. Эти наблюдения относятся к солнечным пятнам, волокнам и протуберанцам, магнитному полю фотосферы и полярным факелам. Кроме того, на рисунке отмечена скорость вращения локализованных деталей в электронной короне (А-короне) и корональных участков, порождающих ярко-зеленую эмиссию (зеленая корона). Очевидно, что с ростом широты скорость вращения уменьшается. В среднем суточное перемещение у всех индикаторов на одной и той же широте приблизительно одинаково.

Трудности измерения угловой скорости хорошо видны на примере солнечных пятен. Суточное перемещение пятен изображено на рис. 2.1 с помощью двух кривых, пространство между которыми заштриховано. Как показал Уорд, среднее перемещение пятна по долготе зависит от его размера и формы, причем скорость движения больших групп может быть на 2% меньше, чем малых. Нижняя кривая построена Ньютоном и Нанном для долгоживущих солнечных пятен, которые, как правило, образуют большие круговые группы. Верхняя кривая проведена по результатам Уорда. Он использовал случайную выборку из всех пятен, и вычисленная им скорость вращения оказалась выше, чем у Ньютона и Нанна, на 1%, т.е. примерно на

Однако на высоких широтах различие становится заметнее. По-видимому, твердо установлено, что при 65° скорость вращения короны равна по меньшей мере в то время как скорость волокон составляет около а скорость фотосферы, определенная с помощью полярных факелов, около Следует отметить, что индикаторы вращения могут различаться фундаментальным образом по своей природе. Так, например, факелы живут очень недолго, самое большее 40 или между тем как некоторые образования в короне и волокна сохраняются месяцами. Поэтому неясно, показывают ли эти индикаторы, что скорость вращения на разных высотах в солнечной атмосфере и в самом деле различна, или же мы имеем дело с поведением, характерным для самих индикаторов, например с неравномерным собственным движением или с асимметричным ростом.

Дифференциальное вращение Солнца можно неплохо изучать, измеряя

Рис. 2.1. Сравнение данных о дифференциальном вращении Солнца, полученных с помощью различных индикаторов. Верхняя граница заштрихованной полосы — все солнечные пятна Нижняя граница заштрихованной полосы—долгоживущие пятна Заштрихованный круг — высокоширотные пятна при Корееку Полярные факелы Волокна ЛГ-корона на Зеленая корона (пунктир — ; круг — ; квадрат — . Магнитное поле фотосферы . Рисунок заимствован из .

скорости с помощью доплеровского сдвига фраунгоферовых или эмиссионных линий, однако и здесь есть свои осложнения, связанные с тем, что при измерениях сдвигов линий точность ограничена и что поля локальных скоростей в солнечной атмосфере порождают «шумы». В течение Ховард и Харви осуществили обширную серию измерений в линии Усредняя по всему периоду наблюдений, они получили, что скорость вращения на экваторе в обращающем слое составляет

Кроме того, они вывели следующую формулу для угла поворота Солнца за сутки:

Согласно этому результату, с увеличением широты угловая скорость убывает медленнее, чем получалось по индикаторам. Хензе и Дюпри провели измерения далекого ультрафиолетового излучения в хромосфере и нижней короне. Они снимали спектрогелиограммы в линии и в полосе шириной 3,2 А на длине волны А лаймановского континуума. С помощью рис. 2.2 можно сравнить эти результаты с другими. Мы видим, что в среднем результаты измерений в далекой ультрафиолетовой области лучше согласуются с данными спектрографических наблюдений, чем со значениями, полученными по индикаторам. Тем не менее, как утверждают Саймон и Нойес, самые яркие точки на спектрогелиограммах в далекой ультрафиолетовой области вращаются примерно с той же скоростью, что и солнечные пятна. Из наблюдений, которые провели Антонуччи и Свалгаард, следует, кроме того, что скорость вращения в короне зависит от возраста корональных образований: долгоживущие образования вращаются

Рис. 2.2. Сравнение данных о дифференциальном вращении Солнца, полученных различными методами. Пунктирная линия — долгоживущие солнечные пятна (Newton Н. W., Nunn М. L. М. N., 111, 413, 1951). Штриховая линия — спектроскопия фотосферы {Howard R. Solar Phys., 16, 21, 1971). Штрихпунктирная линия — К-корона на 1,125 R0 (Hansen R. Г., HansenS. F., Loomis H, G. Solar Phys., 10, 135, 1969). Кружки — магнитное поле (Wilcox J. М., Howard R. Solar Phys., 13, 251, 1970). Сплошная линия — далекая ультрафиолетовая область (Henze 1973). Рисунок заимствован из работы Henze 1973.

почти как твердые тела, тогда как у короткоживущих оно происходит по большей части так же, как у солнечных пятен.

Подведем итоги. Измерение положений различных индикаторов показывает, что в среднем солнечная поверхность вращается дифференциально, причем экваториальные области вращаются с наибольшей скоростью. Данные спектрографических измерений в основном подтверждают результаты, полученные с помощью индикаторов, однако максимальное расхождение может достигать 25%, а средняя скорость вращения получается существенно меньше скорости, найденной по индикаторам. Кроме того, наблюдения хромосферы и нижней короны отчетливо показывают, что по мере увеличения высоты над фотосферой скорость вращения почти не меняется. Можно сказать, что область приблизительно синхронного вращения простирается до расстояния в два солнечных радиуса над поверхностью Солнца.

В заключение кратко рассмотрим различные попытки обнаружить среднее движение в направлении север — юг (т.е. среднюю меридиональную циркуляцию). Движение солнечных пятен к экватору на низких широтах и к полюсу на широтах выше ф 16° впервые заметил Туоминен. Однако, по мнению Уорда, эти результаты не достигают статистического уровня значимости 5%. Проделанный им детальный анализ гринвичских данных о солнечных пятнах показывает, что если средняя меридиональная циркуляция (усредненное по долготе движение в направлении север — юг) и существует, то ее скорость меньше 1 м/с. Аналогично, спектрографические измерения Ховарда и Харви в среднем не дают свидетельств меридиональных движений в фотосфере. Тем не менее, согласно Пласкетту, в северном и южном полушариях около экваториальной зоны постоянной угловой скорости на широте имеется течение, направленное главным образом меридионально. (В основе этого результата лежит анализ 445 значений лучевой скорости, которые были измерены по спектрограммам, отснятым в Оксфорде в течение 1966 и 1968 гг.) В той же работе Пласкетт сообщает и о разности температур между полярной и экваториальной областями примерно 38 К. Это опять-таки противоречит всем остальным измерениям, которые показывают, что разность температур не может превышать нескольких градусов. Вникать далее в этот спор мы не будем.

Интересным с точки зрения теоретических моделей является также вопрос о возможном существовании на поверхности Солнца крупномасштабных вихреобразных движений. Так, например, Уорд считал, что его статистический анализ движений солнечных пятен подтверждает наличие в фотосфере глобальных полей скорости; при этом пятна (и, следовательно, момент количества движения) переносятся от высоких широт к экватору. Пласкетт и Ховард, опираясь на свои измерения скорости по доплеровскому сдвигу, приводят другие аргументы в пользу существования таких неосесимметричных полей скоростей в фотосфере. Как утверждает Ховард, время существования этих крупномасштабных образований (с размерами порядка солнечного радиуса и скоростями от 50 до 75 м/с) может достигать, вообще говоря, нескольких суток, а вращаются они приблизительно со скоростью вращения Солнца. Наконец упомянем о наблюдениях

Бумбы, Ховарда и Смита, которые указывают на явную регулярность распределения по долготе крупномасштабных магнитных областей на солнечной поверхности. Это, как они впервые отметили, может означать присутствие гигантских правильных структур с линейными размерами около и больше. Такие структуры вполне могут свидетельствовать о гигантских конвективных ячейках в водородной конвективной зоне, горизонтальные размеры и длительность существования которых значительно больше, чем у гранул и супергранул. К этим и связанным с ними вопросам мы вернемся в гл. 9.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление