WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Журнал технической физики, 2005, том 75, вып. 6 01 Новый подход к проблеме формирования солнечного ветра © Ю.В. Вандакуров Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, 194021 Санкт-Петербург, Россия (Поcтупило в Редакцию 21 октября 2004 г.) Обсуждается гипотеза, что наблюдаемые на Солнце 11-летние вариации активности обусловлены необходимостью регуляризации конвективного теплопереноса. Не исключено, что такая регуляризация нарушалась в период маундеровского минимума солнечной активности, когда, по всей вероятности, имел место хаотический перенос тепла. Рассматриваются также те затруднения, которые возникают из-за резкого уменьшения плотности среды при переходе к самым верхним слоям конвективной зоны. Гипотеза о формировании солнечного ветра в этих слоях представляется единственно возможной.

Введение щего осесимметричного тороидального магнитного поля. Если речь идет о наинизшей моде упомянутого поля, то величина поля в случае подножия солнечной В недавней нашей работе [1] рассматривалась пробконвективной зоны будет равна 110 kGs.

лема нахождения распределения скорости вращения солТаким образом, мы предполагаем, что само вращение нечной конвективной зоны путем представления этой среды формируется в соответствии с условием самоскорости в виде ряда по полной системе ортогональных возбуждения движений, необходимых для регуляризации функций. Коэффициенты ряда определялись путем миконвективного теплопереноса, причем распределение нимизации среднего расхождения между теоретической вращения может быть близким к симметричному отскоростью вращения и той скоростью, которая может носительно экватора. Не исключены также нарушения быть рассчитана на основании современных гелиосейспроцессов упорядочения конвективного теплопереноса мических данных [2]. Существенно, что цитированные с переходом к какому-то хаотическому переносу тепла.

расчеты проводились в рамках гипотетической стациВозможно, это имело место в периоды типа маундеровонарной модели, причем дополнительное условие симского минимуму солнечной активности. Известно, что метрии вращения относительно экваториальной плосков такие периоды уровень активности Солнца сильно сти в общем случае не принималось во внимание.

понижался [5].

В результате выяснилось, что согласие между теоЗадача нахождения состояния вращающейся намагниретическими и экспериментальными данными в рамках ченной конвективной зоны с учетом малых вариаций во стандартной модели с симметричным относительно эквремени скорости вращения и других параметров приватора вращением среды возможно только в каких-то водится к сложной системе уравнений. Более простая отдельных случаях, например на относительных глубиситуация имеет место в некоторых предельных случаях.

нах солнечной конвективной зоны, равных приблизиТак, вблизи верхней границы солнечной конвективной тельно 0.84 или 0.925, а также на всех глубинах, если зоны происходит резкое изменение плотности среды, широта равна приблизительно 42. Последняя широта из-за чего задача становится приблизительно одномерблизка к той, равной 41, при которой на Солнце не ной. Мы изучаем эту ситуацию в разделе 2. Краткие возбуждаются крутильные волны, выражающиеся в певыводы сформулированы в заключительном разделе.

риодически повторяющихся малых вариациях скорости вращения (см., например, [3]). Поскольку упомянутые волны наблюдаются на всех других широтах практи- 1. Условия равновесия вблизи верхней чески по всей конвективной зоне, гипотеза о важной границы конвективной зоны роли нестационарных процессов на Солнце представляется наиболее вероятной. Мы предполагаем, что эти Общее представление уравнений равновесия в виде процессы необходимы для регуляризации конвективного разложения по полной системе ортогональных вектеплопереноса.

торных сферических гармоник рассматривалось в [6].

Например, в случае произвольного вектора U такое Тот факт, что в немагнитной конвективной зоне любое представление записывается в виде радиальное перемещение конвективного элемента с генерацией несбалансированной азимутальной силы, уже () обсуждался в работе автора [4]. В случае, когда могут U = UJM Y(), (1) JM возбуждаться зависящие от долготы (т. е. долготные JM моды), достижение баланса сил становится возможным, но для осуществления самих процессов возбуждения где Y(-1) = irYJM, Y(+1) =(r/dJ)YJM, Y(0) = JM JM JM долготных мод необходимо присутствие соответствую- = -i(r/dJ)ir YJM. Здесь — горизонтальная Новый подход к проблеме формирования солнечного ветра составляющая оператора градиента; YJM — сферическая экватора могут быть согласованы с гелиосейсмическими 1/данными Скоу и др. [2] только в исключительных функция; dJ = J(J + 1) ; = 0, или 1, или -1, случаях, вообще же говоря, при построении модели причем целый индекс J 0, M = -J, -J + 1,..., J.

солнечной конвективной зоны необходимо учитывать Суммирование в формуле (1) производится по, J и M.

зависящие от времени процессы. Ниже мы ограничимся В рассматриваемом случае с осевой симметрией исследованием верхних слоев упомянутой зоны, для M = 0 и азимутальные уравнения равновесия, как выкоторых r/R 0.99, где R = R. Эта зона в работе [1] текает из уравнений, обсуждавшихся в работах [4,7], не изучалась. На самой же границе r/R = 0.99 (при имеют вид условии симметрии вращения относительно экватора) J отношения скоростей вращения на широтах 0, 30, r v(0) = - CJ0 EJ Jt (2J + 1)1/2 J1J2 J10J20 Jи 60 равны соответственно 1.02, 0.974, 0.903 и 0.81, что находится в пределах данных, цитированных в [2]. Здесь J IJ ZJJ v(-1) rv(0) - B(-1) rB(0) мы несколько уточняем те результаты расчетов, которые J20 J10 J20 J2 r 4 r приводились на рисунке в работе [1].

В приповерхностной зоне r/R 0.99 плотность среды Jрезко уменьшается с увеличением r. Фактически в этой - J1(J1 + 1)ZJJ v(0) v(+1) - B(0) B(+1) ;

J10 J20 J10 Jобласти формируется истечение вещества, обусловленное вращением среды. В самом грубом приближении J = 1, 3,..., (2) следует учитывать лишь радиальную зависимость равно весных величин, так что в уравнении (2) основным будет J r B(0) = - CJ0 EJ J0 t (2J + 1)1/2 J1J2 J10J20 Jчлен, содержащий коэффициент v(-1). Тогда получим, что v(+1) = 0 и J1 J r IJ ZJJ v(-1)B(0) - IJ ZJJ v(0) B(-1) r2v(-1) = const, (7) J10 J20 J10 J20 1 2 2 r r v(0) + v(-1) rv(0) = 0, (8) J0 JJ t (4)1/2 00 r + J(J + 1)ZJ J2 v(+1)B(0) - v(0) B(+1) ;

J10 J20 J10 J 1 1 r B(0) + v(-1) B(0) = 0. (9) J0 JJ = 2, 4,..., (3) t r (4)2 00 r r где в соответствии с уравнениями непрерывности и Уравнение (8) вытекает также из уравнений равновепотока магнитной индукции сия в одномерном приближении.

В случае рассчитанной Гюнтером и др. [8, табл. 3В] модели солнечной конвективной зоны в самых верхних v(+1) = r2v(-1), (4) J0 J1/r r J(J + 1) слоях этой зоны относительный радиальный градиент плотности порядка 4000 и этот градиент становится меньше почти в два раза при уменьшении относительB(+1) = r2B(-1), (5) J0 J1/r r J(J + 1) ного радиуса всего лишь на 0.1%. В связи с таким резким убыванием плотности с ростом r возникает причем сложная проблема описания тех существенных измене(1/2) (2J1 + 1)(2J2 + 1) ний скорости вращения, которые должны происходить в J EJ J2 = CJ0, (6) 4 2dJdJ dJ J10J20 обсуждаемых самых верхних слоях конвективной зоны.

1 Согласно уравнению (8), скорость вращения в упоc CJM — коэффициент Клебша-Гордона, Zab = мянутых поверхностных слоях могла бы быть приблиJ1M1J2M=[a(a + 1) +b(b + 1) - c(c + 1)] и Ia =[a(a + 1)]1/2. зительно постоянной, если бы выполнялось условие Величины v(J0) и B(J0 определяют распределение rv(0) const. Однако детальные гелиосейсмические изJk0 Jk0 Jскорости и магнитного поля. Заметим, что в уравнении мерения [9–11], проводившиеся на глубинах до двадцати непрерывности (4) нами не учитываются возможные тысяч километров, показывают, что на этих глубинах изменения во времени скорости меридиональной цирку- формируется некоторое зависящее как от времени, так ляции. В случае симметричного относительно экватора и от радиуса, сложное несимметричное относительно состояния коэффициенты J в уравнениях (2) и (3) имеют экватора состояние вращения. Ясно, что такое сложное разную четность, причем в первом из этих уравнений J равновесное состояние не может описываться приведеннечетное. В правых частях тех же уравнений сумма ной выше простой формулой. Трудности будут возникать коэффициентов J + J1 + J2 является четной. при сравнении с наблюдениями любых решений уравнеВ численных расчетах, проводившихся ранее [1], ний (7), (8).

изучалась возможность существования стационарной В связи со сказанным наиболее вероятной представнемагнитной модели. Как уже упоминалось, условия ляется гипотеза, что в верхних солнечных слоях происстационарности и симметрии вращения относительно ходит расслоение среды, приводящее к формированию Журнал технической физики, 2005, том 75, вып. 142 Ю.В. Вандакуров потоков, движущихся с различными скоростями. Иначе кого теоретического распределения скорости вращения говоря, мы предполагаем, что средняя скорость радиаль- еще необходимо проведение соответствующих расчетов.

ного движения среды описывается формулой (8), но в Особая ситуация возникает в самых верхних слоях рассматриваемых слоях всегда присутствуют какие-то конвективной зоны. Проблема состоит в том, что выгруппы быстро движущихся заряженных частиц (ионов), текающее из условия теплового равновесия изменение средняя радиальная скорость которых устанавливается в скорости вращения оказывается неприемлемо сильным.

соответствии с уравнением переноса тепла. Фактически Формирование быстро движущихся пучков, состоящих существенными могут быть затраты энергии на уско- из различных ускоренных ионов, является возможным рение упомянутых быстрых ионов. Гелиосейсмические решением возникающей проблемы. В этом случае появданные [9–11] свидетельствуют даже о формировании ляются перспективы решения таких проблем, как нагрев асимметричных относительно экваториальной плоско- хромосферы, присутствие солнечного ветра и быстрое сти течений среды. В результате мы сталкиваемся с замедление вращения звезд, имеющих конвективную фундаментальным отличием звездной конвекции от ла- оболочку.

бораторной.

Сформулированная гипотеза могла бы объяснить как Список литературы нагрев солнечной хромосферы, так и появление ускоренных ионов в короне. Обсуждение этих проблем [1] Вандакуров Ю.В. // ЖТФ. 2004. Т. 74. Вып. 10. С. 35–39.

проводилось, например, в работах [5,12,13], в которых (Vandakurov Yu.V. // Technical Phys. 2004. Vol. 49. N 10.) предполагалось, что источник нагрева упомянутых зон [2] Schou J., Howe R., Basu S., Christensen-Dalsgaard J., расположен в каких-то высоко расположенных атмо- Corbard T., Hill F., Komm R., Larsen R.M., RabelloSoares M.C., Thompson M.J. // Astrophys. J. 2002. Vol. 567.

сферных слоях. Наши расчеты свидетельствуют в пользу P. 1234–1249.

того, что быстрые ионы появляются в самых верхних [3] Vorontsov S.V., Christensen-Dalsgaard J., Schou J., Straслоях конвективной зоны.

khov V.N., Thompson M.J. // Science. 2002. Vol. 296. P. 101– Заметим, кстати, что вследствие истечения быстрых 103.

ионов будет происходить также замедление вращения [4] Вандакуров Ю.В. // ЖТФ. 2003. Т. 73. Вып. 3. С. 23–27.

Солнца. Тот факт, что звезды типа Солнца вращаются (Vandakurov Yu.V. // Technical Phys. 2003. Vol. 48. N 3.

медленнее, чем это вытекает из простой теории, являP. 298–302.) ется общеизвестным (см. обсуждение проблемы в [14]).

[5] Витинский Ю.И. Солнечная активность. М.: Наука, 1983.

Наши расчеты подтверждают существование такого за- [6] Варшалович Д.А., Москалев А.Н., Херсонский В.К. Кванмедления вращения. товая теория углового момента. Л.: Наука, 1975.

[7] Вандакуров Ю.В. // Астрон. журн. 1999. Т. 76. Вып. 1.

С. 29–44. (Vandakurov Yu.V. // Astronomy Rep. 1999.

Vol. 43. N1. P. 24–37.) 2. Краткие выводы [8] Guenther D.B., Demarque P., Kim Y.-C., Pinsonneault M.H. // Astrophys. J. 1992. Vol. 387. P. 372–393.

Если не касаться проблемы солнечного тахоклина, [9] Basu S., Antia H.M., Tripathy S.C. // Astrophys. J. 1999.

то солнечные активные явления, связанные с намагниVol. 512. P. 458–470.

ченной, дифференциально вращающейся конвективной [10] Haber D.A., Hindman B.W., Toomre J., Bogart R.S., Larзоной, можно условно разделить на три группы. Во-перsen R.M., Hill F. // Astrophys. J. 2002. Vol. 570. P. 855–864.

вых, происходит самовозбуждение неустойчивости, воз[11] Zhao J., Kosovichev A.G. // Astrophys. J. 2004. Vol. 603.

никающей в присутствии как осесимметричного тороиP. 776–784.

дального магнитного поля, так и меридиональной цирку[12] Паркер Е. Динамические процессы в межпланетной среляции вещества. Характерное время развития неустойчи- де. М.: Мир, 1965. (Parker E.N. Interplanetary Dynamical вости зависит также от величины радиального градиента Processes. New York: Intersci. Publ. 1963.) [13] Брант Дж. Солнечный ветер. М.: Мир, 1973. (Brant J.C.

угловой скорости вращения [15,16]. Эта неустойчивость, Introduction to the Solar Wind. San Francisco: W.H. Freeman по-видимому, является причиной появления на Солнце and Co. 1970.) всплывающих магнитных полей.

[14] Тассуль Дж. Теория вращающихся звезд. М.: Мир, 1982.

Другая группа активных явлений обусловлена необ(Tassoul J. L. Theory of Ratating Stars. Princeton: Princeton ходимостью регуляризации конвективного теплопереUnivercity Press. 1978.) носа. Как уже упоминалось, радиальное перемещение [15] Вандакуров Ю.В. // Письма в Астрон. журн. 2001. Т. 27.

конвективных элементов (двигающихся не вдоль оси Вып. 9. С. 700–713. (Vandakurov Yu.V. // Astronomy Lett.

вращения) возможно лишь в присутствии зависящих от 2001. Vol. 27. N 9. P. 596–607.) долготы (долготных) мод, которые являются нейтрально [16] Вандакуров Ю.В. // Изв. вузов, Радиофизика 2001. Т. 44.

устойчивыми, если в среде присутствует соответству- № 9. С. 735–743. (Vandakurov Yu.V. // Radiophys. and Quant. Electron. 2001. Vol. 44. N 9. P. 678.) ющее тороидальное магнитное поле (порядка 105 Gs).




© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.