Сонечнае дынама

З пляцоўкі Вікіпедыя
Jump to navigation Jump to search
Візуалізацыя работы мадэлі сонечнага дынама. Вышыня слупка справа паказвае на колькасць сонечных плям, якая характарызуе магнітную актыўнасць Сонца.

Сонечнае дынама — фізічны працэс, адказны за генерацыю магнітных палёў на Сонцы, разнавіднасць магнітнага гідрадынамічнага дынама.

Назіранні Сонца, якія вяліся з пачатку XX стагоддзя, паказалі, што інтэнсіўнасць сонечных магнітных палёў мяняецца, прычым змены гэтыя носяць цыклічны характар. У пачатку 11-гадовага сонечнага цыкла буйнамаштабнае сонечнае магнітнае поле накіравана пераважна ўздоўж мерыдыянаў (прынята казаць, што яно з’яўляецца «палаідальным») і мае прыблізна дыпольную канфігурацыю. У максімуме цыкла яно змяняецца накіраваным прыблізна ўздоўж паралелей (т. зв. «тараідальным») магнітным полем сонечных плям, якое ў канцы цыкла зноў змяняецца палаідальным — пры гэтым яго кірунак процілеглы таму, што назіраўся 11 гадоў таму («закон Хейла»).

Мадэль сонечнага дынама прызначана растлумачыць згаданыя назіраныя асаблівасці. Так як праводнасць сонечнай плазмы досыць высокая, магнітныя палі ў канвектыўнай зоне Сонца апісваюцца магнітнай гідрадынамікай. З-за таго, што экватарыяльныя вобласці Сонца круцяцца хутчэй, чым палярныя (гэтая асаблівасць называецца «дыферэнцыяльнае кручэнне»), першапачаткова палаідальнае поле, захапляючыся плазмай, якая верціцца, павінна расцягвацца ўздоўж паралелей, набываючы тым самым тараідальную кампаненту. Аднак для забеспячэння замкнёнага самападтрымоўваемага працэсу тараідальнае поле павінна нейкім чынам зноў ператварацца ў палаідальнае. Некаторы час было незразумела, як гэта адбываецца. Больш таго, тэарэма Каўлінга[ru] прама забараняла стацыянарнае восесіметрычные дынама. У 1955 годзе амерыканскі астрафізік Юджын Паркер[ru] ў сваёй класічнай працы[1] паказаў, што аб’ёмы сонечнай плазмы пры пад’ёме павінны круціцца за кошт сіл Карыёліса, і захопленыя імі тараідальныя магнітныя палі могуць ператварацца ў палаідальныя (так званы «альфа-эфект»). Тым самым была пабудавана мадэль самападтрымоўваемага сонечнага дынама.

У цяперашні час прапанаваны шматлікія мадэлі сонечнага дынама, больш складаныя, чым прапанаваная Паркерам, аднак, у большасці сваёй, яны ўзыходзяць да апошняй. У прыватнасці, мяркуецца, што генерацыя магнітных палёў адбываецца не ва ўсёй канвектыўнай зоне Сонца, як гэта лічылася раней, а ў так званым «тахакліне» — параўнальна вузкай вобласці паблізу мяжы канвектыўнай і прамяністай зон Сонца, на глыбіні каля 200 000 кіламетраў пад фотасферай Сонца, дзе скорасць вярчэння рэзка мяняецца. Створанае ў гэтай вобласці магнітнае поле падымаецца да паверхні Сонца за кошт магнітнай плавучасці.

Дэталі механізму сонечнага дынама зразумелыя яшчэ далёка не цалкам і з’яўляюцца прадметам сучасных даследаванняў.

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Parker E. N. {{{загаловак}}} // Astrophys. J. — Т. 122. — С. 293. — ISSN 1955.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Прист Э. Р. Солнечная магнитогидродинамика. — М.: Мир, 1985. — С. 413.