Нелинейные модели солнечного динамо

• Автор: Пипин, Валерий Викторович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 205 с. : ил.

1 Основные нелинейные эффекты солнечного динамо

1.1 Макроскопическая магнитная гидродинамика

1.1.1 Причины магнитной активности: вращение и конвекция

1.1.2 Основные уравнения

1.1.3 Перенос тепла и баланс энергии в МГД средних полей

1.1.4 Осесимметричное термомагнитное динамо

1.2 Основные нелинейности динамо средних полей

^ 1.2.1 Крупномасштабные и мелкомасштабные силы Лоренца

1.2.2 Плавучесть магнитных нолей

1.2.3 Нелинейный о-эффект

1.3 Влияние магнитного поля и вращения на турбулентность

1.3.1 Турбулентность при одновременном воздействии магнитного поля и вращения
ф 1.3.1.1 О подавлении а - эффекта магнитным полем
в быстровращающейея турбулентности
1.3.2 Замечание о структуре турбулентных течений в конвективной зоне Солнца
2 Плавучесть крупномасштабных полей и турбулентный перенос в КЗ Солнца
^ 2.10 турбулентном переносе крупномасштабных магнитных полей
2.2 Расчет эффекта плавучести
2.2.1 Плавучесть среднего магнитного поля в не вращающейся атмосфере
2.2.1.1 Сравнение плавучестей магнитных трубок и среднего поля. Оценки скорости подъема КМП
в конвективной зоне Солнца
2.2.2 Плавучесть во вращающейся среде
2.3 Нелинейный перенос КМП вращающейся стратифицированной турбулентностью
2.3.1 Неоднородность плотности
2.3.2 Неоднородность интенсивности турбулентности
2.4 Турбулентный перенос КМП и солнечное динамо
2.5 Основные результаты 2 главы
Турбулентный перенос углового момента в магнитном поле
3.1 Солнечные крутильные колебания
3.2 Расчет конвективных потоков углового момента
3.2.1 Нелинейный Л- эффект
3.2.2 Турбулентная вязкость с учетом магнитного поля
3.3 Численная модель крутильных колебаний Солнца
3.3.1 Основные уравнения
3.3.2 Крутильные колебания: Л - эффект или сила Лоренца?
3.4 Крутильные колебания и вековые циклы активности как результат взаимодействия магнитных полей и дифференциального вращения
3.4.1 Простейшая одномерная модель
3.4.1.1 Формулировка модели
3.4.1.2 Результаты и обсуждение
3.4.2 О механизмах вековых вариаций магнитной активности Солнца
3.4.2.1 Цикл Глайсберга в осесимметричном аЛ-динамо
е вакуумными условиями на внешней границе
3.4.2.2 Условия выхода магнитных полей через внешнюю поверхность и вековой цикл магнитной активности
3.5 Результаты и выводы 3 главы
4 Вариации светимости и радиуса Солнца как следствие динамо крупномасштабных полей
4.1 О проблеме 11-летних вариаций солнечной постоянной
4.2 О влиянии КМП и вращения на перенос тепла
4.3 Основные механизмы 11-летних вариаций светимости Солнца
4.3.1 Покровный эффект
4.3.2 Вариации радиуса
4.4 Теплоперенос, термодинамика и стратификация КЗ
4.4.1 Граничные условия
4.4.2 Характеристики и параметры модели
4.5 Численная модель 11-летних вариаций солнечного потока излучения и структуры КЗ Солнца
4.5.1 Результаты расчетов
4.5.2 Вариации орбитального периода в тесных двойных системах типа СУп
4.6 Основные результаты 4 главы
5 Влияние вращения на диффузию примеси в анизотропнотурбулентной среде
5.1 Проблема содержания в атмосферах холодных звезд
5.2 Анизотропная диффузия примеси во вращающейся турбулентной среде
5.3 Численная модель
5.3.1 Диффузия в конвективной зоне
5.3.2 Тензор диффузии в тахоклине
5.4 Распад 1л7 и проблема динамо
5.5 Содержание 1л7 и скорость вращения для молодых скоплений
5.6 Выводы и результаты 5 главы
Заключение
Библиография
Приложения

модействие вращения с турбулентностью в неоднородной по плотности среде приводит к важным эффектам среднего дрейфа КМП - анизотропному переносу магнитных полей [73]. Полоидальные и азимутальные компоненты ф КМП дрейфуют в разных направлениях. Полоидальное поле переносится
неоднородными турбулентными течениями к оси вращения звезды, тогда как азимутальное поле дрейфует в направлении от оси. Подробная физическая интерпретация данных явлений содержится в цитированной выше статье Кичатинова, [73]. Данный эффект очень важен для понимания наблюдаемых на Солнце экваториального дрейфа пятенной активности, [9], ® и полярного дрейфа волокон спокойных областей Солнца, [94], отражающих крупномасштабную структуру радиального магнитного поля. Ниже, эффекты переноса магнитных полей неоднородной турбулентностью во вращающейся среде будут обобщены на случай произвольной напряженности магнитного поля и скорости вращения.
Плавучесть магнитных полей до сих пор считалась важнейшим из эф-Ф фектов переноса для космического динамо [109, 59, 100]. При анализе этого
явления многие авторы ограничиваются представлением магнитного поля в виде магнитных трубок, по разному учитывая влияние турбулентности на движение трубки в атмосфере Солнца. Теория динамо оперирует с понятием крупномасштабного магнитного поля, поэтому для корректного включения эффекта плавучести в макроскопические уравнения магнитной гидродина-мики необходимо расчитать скорость всплывания среднего магнитного поля в турбулентной атмосфере. Результаты этих расчетов опубликованы в [14, 84]. В отличие от магнитной трубки в спокойной атмосфере, плавучесть средних полей возникает, как статистический эффект от подъема и опускания мелкомасштабных магнитных неоднородностей, возбуждаемых при деформации КМП. Магнитные неоднородности, всплывая и распадаясь дают средний перенос КМП вверх. Взамен распавшихся возникают новые и ^ процесс повторяется.