к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

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 2513-77.jpg 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

  1. Гибсон 3., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977;
  2. Кокс Д. П., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983;
  3. Жугжда Ю. Д., Джалилов Н. С., Линейная трансформация магнитоакустогравитацнонных волн в наклонном магнитном поле, плазмы", 1983, т. 9, с. 1006;
  4. Zhugzhda Y. D., Lосans V., Staude J., Seismology of sunspot atmospheres, "Solar Phys.". 1983, v. 82, p. 369.

Ю. Д. Жугжда

к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

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.

Bourabai Research Institution home page

Bourabai Research - Технологии XXI века Bourabai Research Institution