Колебания и волны в атмосферах Солнца, звёзд и планет
Колебания и волны в атмосферах Солнца, звёзд и планет - представляют
собой гид-родинамич. и магн--гидродинамич. колебания и волны (см. Упругие
волны, Волны в плазме)в неоднородной атмосфере в поле силы тяжести.
Под влиянием силы тяжести
гидродинамич. волны приобретают свойства, отличные от свойств волн в однородной
среде из-за действия на колеблющийся объём силы плавучести (возникающей в результате
изменения плотности в ней). Кроме того, в присутствии силы тяжести в атмосфере
образуются гравитац. волны, подобные волнам в тяжёлой жидкости (см. Волны
на поверхности жидкости), но отличающиеся от них из-за сжимаемости атмосферы.
Особенно большое разнообразие типов волн характерно для проводящей атмосферы
с магн. полем, когда на колеблющийся объём действуют три возвращающие силы:
давления, плавучести и магнитная.
Стратификация (расслоение,
вертикальная неоднородность) атмосферы приводит к линейному (т. е. пропорц.
амплитуде) взаимодействию волн. Разл. типы волн распространяются не независимо,
происходит перекачка энергии от одного типа волн к другому. Линейное взаимодействие
наиб. существенно в сильно неоднородных атмосферах, где длина волны больше или
порядка высоты однородной атмосферы и перекачка энергии от одного типа волн
к другому не является малым эффектом. При достаточно больших амплитудах происходит
и нелинейное взаимодействие волн (напр., в верх. хромосфере Солнца). В проводящей
атмосфере с магн. полем осуществляется тройное линейное взаимодействие альвеновских
и магн--звуковых (быстрой и медленной) волн, свойства к-рых к тому же видоизменены
силой тяжести. В ряде случаев на свойства волн оказывает влияние лучистый
теплообмен, т. е. волны не являются адиабатическими. В стратифицированной
атмосфере условия теплообмена также сильно изменяются с высотой. Это приводит
к тому, что возникает линейное взаимодействие гидродинамич. и магн--гидродинамич.
волн с температурными волнами. На Солнце разнообразие типов колебаний
и волн ещё более увеличивается из-за тенденции к разбиению магн. поля на отд.
магн. трубки. Однако пока изучены волны только в магн. трубках с пост. параметрами
вдоль оси трубки. В этом случае линейное взаимодействие разл. мод колебаний
не возникает.
При наличии взаимодействия
волновой процесс описывается системой двух дифференц. ур-ний второго порядка
или одним ур-нием четвёртого порядка. Общий случай неадиабатич. магн--гидродинамич.
волн в стратифицированной атмосфере должен описываться четырьмя взаимно связанными
ур-ниями. Такая система ур-ний до сих пор не изучалась. Рассмотрен ряд более
простых случаев (неадиабатич. гидродинамич. волн в стратифицированной атмосфере,
магн--звуковые волны в атмосфере с пост. магн. полем), к-рые являются основой
совр. теории волн в атмосферах Солнца и звёзд.
Волны в атмосфере могут
быть стоячими или бегущими. Если стоячие волны (колебания) являются еди-
ным (когерентным) процессом,
охватывающим всё Солнце или звезду, то говорят о пульсациях (в физике используется термин "собственные резонансные колебания") Солнца или звёзд.
На Солнце обнаружены как
гидродинамич., так и магн--гидродинамич. колебания и волны. Во всех слоях атмосферы
(фотосфере, хромосфере и короне) наблюдаются (по доплеровскому смещению спектральных
линий) пятиминутные колебания, представляющие собой акустич. волны, захваченные
в атм. волноводе ,к-рый находится в верх. слоях конвективной зоны. Амплитуда колебаний от 100-200 м/с в фотосфере и до 1-2 км/с в хромосфере.
Горизонтальная (вдоль поверхности Солнца) длина волны
км. Спектр пятиминутных колебаний состоит из отд. полос. Каждая из полос расщепляется
на две из-за вращения Солнца. Поскольку атм. волновод для волн разл. частот
находится на разной глубине, удаётся определить, как изменяется скорость вращения
Солнца с глубиной. Кроме коротковолновых пятиминутных колебаний наблюдаются
длинноволновые резонансные пятиминутные пульсации с масштабами порядка радиуса
Солнца. Эти пульсации, так же как и более низкочастотные, имеют столь малые
амплитуды (1 - 10 км) на поверхности Солнца, что наблюдаются на пределе чувствительности
совр. аппаратуры. Особый интерес вызывают 160-минутные пульсации Солнца, открытые
А. Б. Северным с сотрудниками. Общепринятой теории, объясняющей это явление,
пока не существует. В солнечных пятнах, где имеются сильные магн. поля, наблюдаются
магн--гидродинамич. колебания и волны. Это - трёхминутные колебания в хромосфере
и фотосфере над тенью пятна и бегущие волны с периодами порядка четырёх минут
в полутени. Возникновение этих колебаний связано с наличием резонансных слоев
для разл. типов волн. Волны, захваченные в разл. резонансных слоях, взаимодействуют
друг с другом вследствие стратификации атмосферы. Существует полная теория резонансных
слоев в проводящей атмосфере с вертикальным магн. полем, что даёт возможность,
напр., построить детальную модель колебаний хромосферы над пятнами.
Развивается новое направление
исследований Солнца - гелиосейсмологпя (см. Солнечная сейсмология ),к-рая
занимается определением структуры атмосферы на основе наблюдательных данных
о её колебаниях. На основе наблюдений пульсаций предпринимаются попытки проверки
моделей внутр. строения Солнца. Успешно развивается сейсмология солнечных пятен.
Литература по колебаниям и волнам в атмосферах Солнца, звёзд и планет
Гибсон 3., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977;
Кокс Д. П., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983;
Жугжда Ю. Д., Джалилов Н. С., Линейная трансформация магнитоакустогравитацнонных волн в наклонном магнитном поле, плазмы", 1983, т. 9, с. 1006;
Zhugzhda Y. D., Lосans V., Staude J., Seismology of sunspot atmospheres, "Solar Phys.". 1983, v. 82, p. 369.
Знаете ли Вы, что только в 1990-х доплеровские измерения радиотелескопами показали скорость Маринова для CMB (космического микроволнового излучения), которую он открыл в 1974. Естественно, о Маринове никто не хотел вспоминать. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
км. Спектр пятиминутных колебаний состоит из отд. полос. Каждая из полос расщепляется
на две из-за вращения Солнца. Поскольку атм. волновод для волн разл. частот
находится на разной глубине, удаётся определить, как изменяется скорость вращения
Солнца с глубиной. Кроме коротковолновых пятиминутных колебаний наблюдаются
длинноволновые резонансные пятиминутные пульсации с масштабами порядка радиуса
Солнца. Эти пульсации, так же как и более низкочастотные, имеют столь малые
амплитуды (1 - 10 км) на поверхности Солнца, что наблюдаются на пределе чувствительности
совр. аппаратуры. Особый интерес вызывают 160-минутные пульсации Солнца, открытые
А. Б. Северным с сотрудниками. Общепринятой теории, объясняющей это явление,
пока не существует. В солнечных пятнах, где имеются сильные магн. поля, наблюдаются
магн--гидродинамич. колебания и волны. Это - трёхминутные колебания в хромосфере
и фотосфере над тенью пятна и бегущие волны с периодами порядка четырёх минут
в полутени. Возникновение этих колебаний связано с наличием резонансных слоев
для разл. типов волн. Волны, захваченные в разл. резонансных слоях, взаимодействуют
друг с другом вследствие стратификации атмосферы. Существует полная теория резонансных
слоев в проводящей атмосфере с вертикальным магн. полем, что даёт возможность,
напр., построить детальную модель колебаний хромосферы над пятнами.
