Дифференциальное вращение солнечной фотосферы

Для определения скорости вращения атмосферы Солнца используются как спектральный, так и метод "трассеров". Однако поскольку скорость вращения атмосферы невелика, то ошибки измерений существенно влияют на ее точность. Например, шкала скоростей грануляции и отдельных супергранул соизмерима с величиной скорости вращения Солнца. Есть еще ряд всевозможных источников ошибок, таких как, например, красное смещение к краю солнечного диска, барометрические изменения, рассеяние света, изменение профилей спектральных линий и т. д. Все это необходимо учитывать при изучении скорости вращения Солнца по доплеровским сдвигам.

Трассеры также являются далеко не идеальными объектами для получения значений скорости. Во-первых, как уже отмечалось, они не обязательно показывают движение того слоя атмосферы Солнца, которому они принадлежат. Во-вторых, например, солнечные пятна, хотя и связаны со средой, в которой они существуют (с фотосферной плазмой), сильно, тем не менее они имеют собственные движения. В-третьих, образования солнечной атмосферы, которые берутся в качестве реперов, меняют свою форму и разрушаются со временем, что затрудняет отождествление их деталей день ото дня. Все это увеличивает ошибки при определении значений скорости вращения.

Вращение фотосферы по доплеровским сдвигам. Значения скоростей дифференциального вращения Солнца по измерениям доплеровских сдвигов спектральных линий получены многими исследователями. Не будем приводить историю исследования дифференциального вращения Солнца спектроскопическим методом, а сконцентрируем внимание на наблюдениях, проведенных в последнее время.

Современная электронная техника позволяет обнаружить поле скоростей на поверхности Солнца с точностью до ~5 м/сек. В качестве примера приведем уникальные наблюдения вращения Солнца спектроскопическим методом, проведенные на 45-метровом солнечном башенном телескопе обсерватории Маунт Вилсон (США). Наблюдения проводятся ежедневно с 1967 г., когда позволяют погодные условия. Измерения ведутся в 24 тыс. точках солнечного" диска. Каждой точке соответствует сигнал скорости, который представляет собой скорость фотосферы, наблюдаемой в крыльях спектральной линии нейтрального железа с длиной волны λ 5250,2 Å Ход наблюдений Солнца вводится в ЭВМ, которая делает всевозможные эффемеридные коррекции (поправки с учетом вращения" Земли вокруг Солнца, Земли вокруг своей оси и т. д.) и обрабатывает данные, аппроксимируя их на первом этапе формулой

ω (φ) = A + В sin2 φ + С sin4 φ. (2)

Из результатов измерений 5 107 сдвигов этой линии за 5570 дней с января 1967 г. по настоящее время сделан вывод, что дифференциальное вращение, описываемое выражением (2), меняется со временем. Изменения составляют в среднем 10-20% без какой-либо временной закономерности. Отдельные значения скорости пока бывают, что в некоторые дни Солнце на экваторе вращается со скоростью, присущей высоким широтам.

Временные вариации скорости вращения Солнца были обнаружены почти одновременно с началом измерений скорости спектроскопическим методом. Природа этих временных флуктуации вращения Солнца еще не ясна. Широкие программы по исследованию этих явлений только начинают реализовываться с привлечением крупнейших солнечных телескопов и большого интервала длин волн.

Вращение Солнца, определяемое по солнечным пятнам. В начале 60-х годов нынешнего столетия начались планомерные регулярные наблюдения солнечных пятен с целью определения по ним скорости вращения Солнца. Эти наблюдения показали, что различные типы пятен дают разные значения скорости. Например, экваториальная скорость больше и профиль графика дифференциального вращения ω (φ) "круче" для солнечных пятен мелких размеров и для пятен с более асимметричными формами. Небольшие группы пятен двигаются в среднем на 2% быстрее, чем большие группы. Очень растянутые по долготе группы движутся быстрее, чем одиночные пятна. Средние значения скоростей вращения для разных типов пятен показывают значительное их различие в зависимости от времени наблюдения, широты и долготы этих образований. Пятна с большей угловой скоростью вращения имеют заметную тенденцию перемещаться к экватору, пятна же с медленным вращением дрейфуют к полюсам (или не так сильно движутся к экватору). Все это вызвано, вероятно, наличием вихревых движений или ячеек, которые увлекают своими действиями пятна. Если принять такую схему, то можно построить механизм для создания и поддержания экваториального ускорения вращения Солнца. Если еще учесть величины этих перемещений пятен, то нужно иметь мощный механизм торможения вращения на широтах, где образуются солнечные пятна королевской зоны. С учетом этого механизма дифференциальное вращение по величине должно быть в несколько раз больше того, которое наблюдается. Интерпретация связи движения пятен со скоростью вращения вызвала большую и принципиальную дискуссию среди гелиофизиков то ли этот эффект обусловлен реальными движениями пятен, или же это соединенные случайным образом всевозможные флуктуации размеров и форм пятен с их собственными движениями. Вопрос до сего времени остается открытым.

Из проведенных в последнее время исследований вращения Солнца по наблюдению солнечных пятен можно вывести следующее:

1. Значения скоростей, определенных по пятнам, примерно на 4% выше таковых, найденных спектроскопическим методом.
2. Кривая зависимости вращения Солнца от широты в свою очередь зависит от возраста, площади, стабильности и рекуррентности (повторяемости пятна в течение более одного оборота Солнца) трассеров.
3. Скорость и дифференциальность вращения обладают северо-южной асимметрией, вид зависимости ω (φ) для северной и южной полусфер Солнца различны.
4. Значения угловой скорости и дифференциальности вращения зависят от фазы 11-летнего цикла солнечной активности.
5. Существуют коротко- и долговременные нерегулярные флуктуации вращения Солнца.