9. ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОЕ ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА

9.1. ВВЕДЕНИЕ

Дифференциальное вращение Солнца — давняя проблема; на построение правдоподобной картины течений, в которой воспроизводились бы наблюдаемые движения вещества на солнечной поверхности, затрачено много усилий. Как мы уже не раз указывали в двух предыдущих главах, до сих пор о распределении момента количества движения внутри звезд известно очень мало Несмотря на работу Дикке и его сотрудников, Солнце не является исключением (ср. с разд. 11.4). Поэтому мы посвятим эту короткую главу таким моделям, в которых средняя скорость вращения Солнца объясняется взаимодействием вращения с турбулентной конвекцией и которые можно прямо сравнить с данными наблюдений. Эти данные таковы (см. разд. 2.2):

1) убедительно доказанное движение в направлении восток — запад (т.е. средняя скорость вращения) и изменение его скорости с широтой,

2) незначительность среднего движения в направлении север — юг (т.е. меридиональных течений),

3) квазипостоянство выходящего теплового потока и температуры на солнечном диске.

Для объяснения природы более высокой скорости вращения на экваторе и ее поддержания в фотосфере предлагались многочисленные теории. Однако в настоящее время не существует общепринятой модели, хотя во всех теориях в той или иной мере удается воспроизвести бблыиую часть данных наблюдений. Основная трудность состоит в том, что наблюдаемые движения вещества охватывают широкий диапазон горизонтальных размеров, скоростей и характерных времен жизни (рис. 9.1). Последние меняются от нескольких минут для гранул вплоть до периода вращения Солнца и выше для самых больших областей. Поскольку мы интересуемся главным образом самыми крупными масштабами (т.е. средней скоростью вращения), конвективные движения, размеры которых гораздо меньше, необходимо параметризовать. Это достигается обычно с помощью напряжений Рейнольдса и теории длины перемешивания для турбулентной конвекции (ср. с разд. 8.4). Магнитными полями мы полностью пренебрежем, поскольку они вряд ли служат исходной причиной дифференциального вращения Солнца (хотя их влиянием и может частично объясняться приблизительно синхронное вращение нижней короны). Существующие теории можно

Рис. 9.1. (см. скан) Логарифмическая диаграмма показывает приближенные диапазоны горизонтальных характерных размеров различных движений в фотосфере, а также их примерные скорости.

разбить на три класса в зависимости от того, какой механизм предлагается для возникновения и поддержания более высокой скорости вращения на экваторе:

1) меридиональные течения, вызванные анизотропной турбулентной вязкостью в конвективной зоне Солнца,

2) систематическое превращение энергии вихреобразных движений в кинетическую энергию осредненного течения вдоль солнечных параллелей,

3) прямое взаимодействие вращения с конвекцией в конвективной зоне Солнца.

Ниже мы кратко рассмотрим эти физические механизмы. Цикл солнечной активности, который дает независимые сведения о крупномасштабном поле скоростей в водородной конвективной оболочке, будет рассмотрен в разд. 15.5.