КОНВЕКЦИЯ В СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ

Как было сказано выше, основной способ переноса энергии в фотосфере — лучистый. Но это вовсе не значит, что конвекция не играет роли в физических процессах на Солнце; наоборот, целый ряд явлений, в частности, уже знакомая нам грануляция, свидетельствует о наличии значительных конвективных движений. Каждую гранулу можно рассматривать как горячую конвективную ячейку, поднимающуюся из более глубоких слоев. Конечно, при этом должны существовать и нисходящие движения.

При очень хорошем разрешении, как на щели спектрографа, так и при спектральном разложении внутри него, спектральные линии показывают это очень отчетливо (рис. 10). Спектральные линии, образующиеся в солнечной атмосфере, в отличие от теллурических линий, возникающих из-за поглощения в земной атмосфере (см. ниже), имеют сильно деформированные очертания, которые говорят не только о меняющихся по диску Солнца условиях поглощения, но и о существовании разнообразных лучевых скоростей: всякий изгиб линии в фиолетовую или красную сторону спектра говорит, в соответствии с принципом Доплера, о наличии в рассматриваемом месте диска Солнца движения вещества, направленного к наблюдателю или от него. Анализ искривлений на рис. 10 показывает движения конвективных элементов размером в 3" со скоростью в среднем хотя реальные скорости более мелких элементов могут быть значительно большими.

Рис. 10. Вертикальные движения на поверхности Солнца. Фотографин солнечного спектра около линии полученные с большим масштабом изображения Солнца на щели (шкала в секундах дуги приведена слева) и при высокой дисперсии. Солнечные спектральные линии имеют зигзагообразные очертания, вызванные как переменными физическими условиями в разных точках диска Солнца, проектирующихся на щель спектрографа, так и реальными движениями газовых масс в верхней фотосфере Солнца вдоль луча зрения (смещение согласно принципу Доплера). В то же время теллурические линии (см. рис. 14), образовавшиеся в земной атмосфере (атм), ничего подобного не показывают. Около солнечных линий приведены их изофоты, причем горизонтальная шкала для них удвоена и выражена в скоростях доплеровского смещения. Скорости движения газов нужно отсчитывать не по абсолютному отклонению соответствующей изофоты, а по относительному, учитывающему местные расширения линии

Таким образом, физическое состояние фотосферы и более высоких слоев Солнца следует изучать методами газовой динамики, тем более, что, как мы увидим далее, многие движения там протекают со скоростями, значительно превышающими скорость звука.