Атмосферные и магнитоатмосферные волны на Солнце

• Автор: Жугжда, Юзеф Данилович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 330 c. : ил

Глава I. АТМОСФЕРНЫЕ ВОЛНЫ В СПОКОЙНОЙ СОЛНЕЧНОЙ

АТМОСФЕРЕ

§ I. Теория атмосферных волн с постоянным теплообменом и пятиминутные колебания

§ 2. Теория неадиабатических атмосферных волн

§ 3. Фундаментальная мода неадиабатических колебании

в неизотермической атмосфере

Глава 2. АЛВВЕНОВСКИЕ ВОЛНЫ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ И К0Р0НАЛЬНЫХ АРКАХ

§ I. Альвеновские волны в солнечных пятнах

§ 2. Интерференция альвеновских волн в корональных

арках

Глава 3. ЗАМЕЩЕННЫЕ МАГШТ03ВУК0ВЫЕ ВОЛНЫ В СОЛНЕЧНЫХ

ПЯТНАХ
§ I. Замедленные волны в сильном магнитном поле
§ 2. Колебательная конвекция в сильном магнитном
поле
§ 3. Резонанс замедленных магнитозвуковых волн в
солнечных пятнах
Глава 4. РАСПРОСТРАНЕНИЕ И ТРАНСФОРМАЦИЯ МАГНИТО-АКУС-ТИКО-ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН В ИЗОТЕРМИЧЕСКОЙ
АТМОСФЕРЕ
§ I. Уравнение малых колебаний в наклонном поле.
Точные решения
§ 2. Свойства МАГ-волн в слабом и сильном магнитных
полях

§ 3. Трансформация МАГ-волн в изотермической
атмосфере
Глава 5. ТРАНСФОРМАЦИЯ МАГШТО-АКУСТИКО-ГРАВИТАВДОННЫХ
ВОЛН В СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ
§ I. Трансформация спектра волнового шума конвективной зоны
§ 2. Резонансные колебания в солнечных пятнах
§ 3. Бегущие волны полутени
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Приложение I
Приложение
Приложение
Литература

Предметом исследования диссертации являются атмосферные и магнитоатмосферные волны в солнечной атмосфере. Атмосферными волнами называют гидродинамические волны в сжимаемой атмосфере в тех случаях, когда на их свойства существенное влияние оказывает сила тяжести. Атмосферные волны подразделяются на акустические, гравитационные и поверхностные. В свою очередь, магнитоатмосферными волнами называют магнитогидродинамические волны в тех случаях, когда сила тяжести оказывает заметное влияние на волновой процесс. Магнитоатмосферные волны подразделяются на альвеновские и магнито-акустико-гравитаци-онные (МАЗ?) волны.
Актуальность проблемы. Изучению волновых процессов в атмосфере Солнца отводится важной место в физике Солнца начиная с 1946 г., когда была предложена акустическая теория нагрева солнечной короны, в дальнейшем неподтвердившаяся. Бурное развитие этого направления началось с 1960 г., когда Лейтону впервые удалось обнаружить колебания в солнечной атмосфере.
За последние двадцать лет обнаружены разнообразные волновые явления на различных уровнях солнечной атмосферы и в различных ее структурных элементах. В последние годы уделяется большое внимание как развитию методов обнаружения и исследования волновых явлений в солнечной атмосфере, так и разработке теории этих процессов. Столь повышенный интерес к волновым явлениям обусловлен тем, что эти явления могут играть определяющую роль в переносе энергии в солнечных пятнах и в верхней атмосфере. В самое недавнее время стали разрабатываться методы определения параметров солнечной атмосферы по

(34). Из (47) следует, что при выполнении условия отсутствия отражения доля поглощаемой энергии равна
Таким образом, появление отраженной волны от областей, расположенных выше уровня трансформации, существенно влияет на взаимодействие волн, вызывая при одних условиях полное поглощение волн, а при других - уменьшение поглощения волн. На рис. 7 а, б приведены результаты расчетов зависимости коэффициентов отражения, трансформации и поглощения от частоты для фиксированных положений дополнительной отражающей границы. Расчеты проведены для двух значений S . С увеличением S возрастает "добротность" резонансного слоя, что проявляется в увеличении разности между максимальными и минимальными значениями коэффициентов поглощения и отражения.
Трансформация волн в оптически тонкой атмосфере. Рассмотрим случай, когда неоднородности, возникающие при распространении волн в изотермической атмосфере, являются оптически тонкими и теплообмен подчиняется закону Ньютона (4), где ^ - так называемое обратное время высвечивания. Суфрен [154] рассмотрел случай, когда ср = const. Развитая нами методика позволяет рассмотреть более общий случай, когда р зависит от / как
Подставляя (4) в (49) в (21) и переходя к безразмерным переменным, получим уравнение
д =
[} - R1 еоср (-яр)]2 $
(48)
R = 9o^-
(49)