Расчеты магнитных полей в солнечной короне в исследованиях равновесия протуберанцев и структуры вспышек

• Автор: О Гым Ден
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 115 с. : ил

ОГЛАВЛЕНИЕ

ВВЕДЕНИЕ

Глава I. МЕТОДЫ РАСЧЕТОВ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА

СОЛНЦЕ

§1.1 Краевые задачи (обзор)

§1.2 Компьютерный код решения задачи Неймана

§1.3 Решение задачи о косой производной методом

интегральных итераций

§1.3.1 Вывод формулы решения задачи о косой производной

§1.3.2 Проверка метода решения на примере модельного поля

§1.4 Основные выводы по результатам Г лавы I
ГЛАВА II. О ПОЛЕ В ПРОТУБЕРАНЦАХ
§2.1 Расчет магнитного поля в протуберанцах,
наблюдавшихся 29 ноября и 1 декабря 1975 г
§2.2 Расчет вектора кривизны силовых линий магнитного

§2.3 Основные выводы по результатам Главы II
Глава III. ВЫСОКОТЕМПЕРАТУРНАЯ ПЛАЗМА И ГЕОМЕТРИЯ
МАГНИТНОГО ПОЛЯ ВО ВСПЫШКАХ
§3.1 Введение
§3.2 Некоторые общие характеристики вспышечной
области
§3.3 Высокотемпературная плазма солнечной вспышки
§3.4 Структура магнитного поля активной области в
окрестности вспышки
§3.5 Крупномасштабные токи в активной области и их
связь со вспышками
§3.6 Основные результаты Главы III
ГЛАВА IV. ПРЕДЕЛЬНАЯ ВЫСОТА СПОКОЙНЫХ
ПРОТУБЕРАНЦЕВ
§4.1 Введение
§4.2 Равновесие волокна в магнитном поле
§4 .3 Методика и исходные данные расчетов
§4.4 Сопоставление результатов расчетов с наблюдениями
§4.5 Основные результаты Главы IV
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
ВВЕДЕНИЕ
Актуальность темы и современное состояние проблемы. Магнитное поле является одной из важнейших характеристик в физике Солнца. В короне Солнца отношение газового давления к магнитному существенно меньше единицы, поэтому магнитное поле играет определяющую роль почти во всех процессах, происходящих в атмосфере Солнца.
Измерения магнитного поля на Солнце имеют свои отличительные особенности. Из-за очень большой удаленности исследуемого объекта могут применяться только непрямые, косвенные методы измерения, основанные на различных эффектах. На уровне фотосферы вне областей сильного магнитного поля измерения, основанные на эффекте Зеемана, позволяют определять продольную по лучу зрения компоненту поля, и задача состоит в том, чтобы, основываясь на этих данных, рассчитать магнитное иоле в короне при определенных физических предположениях.
Магнитное поле на Солнце в первом приближении можно считать потенциальным. Для заметного изменения потенциальной конфигурации магнитного поля требуются сильные крупномасштабные электрические токи. Потенциальное поле определяет общую топологию активных областей и местоположение вспышек, протуберанцев и других активных образований. Таким образом, расчет потенциального магнитного поля на Солнце является актуальным и составляет важную часть в исследованиях по физике Солнца.
Имеется два способа решения краевой задачи Неймана-расчета потенциального магнитного поля. Первый способ - это представление потенциала в интегральной форме посредством функции Грина. Такой метод решения называется методом функций Грина. Второй способ - разложение потенциала в ряд по собственным функциям, удовлетворяющим уравнению Лапласа. Наиболее распространенными являются разложения в ряд

На уровне г = О, соответствующем уровню фотосферы, в пределах выбранной области находилось распределение наклонной (по лучу зрения) компоненты модельного магнитного поля и затем по полученной формуле (1.40) определялась нормальная компонента.
Для расчета бралась матрица 80x120 с размерами ячейки 1.25x1.25. Далее везде будут приводиться графики горизонтального (вдоль оси У) разреза по центру области. На рис. 1.7 приведены графики модельных значений наклонной компоненты для углов у = 40°,50°,60° и 70°. Задача состояла в том, чтобы по этим компонентам получить нормальную компоненту, также показанную на этом рисунке.
На рис. 1.8-1.11 показаны результаты расчета нормальной компоненты для этих углов. Видно хорошее согласие с точными, вычисленными аналитически, значениями модельного поля. При расчете число членов ряда в формуле (1.40) бралось таким, чтобы точность расчета была не меньше 1(Г3 -КГ4. Также видно, что совпадение кривой для у = 70° с точными значениями немного хуже, чем для у = 40°. Это можно объяснить следующим образом. Как видно из рис. 1.7, наклонная компонента с увеличением угла по лучу зрения имеет все более острые максимумы и принятый при расчете размер ячейки не обеспечивает их разрешения.
Для прояснения этого вопроса на рис. 1.12 показаны графики рассчитанной нормальной компоненты для угла у - 40° для размеров ячейки 6=1.25 и (1=2.5. Видно, что совпадение с точными значениями для кривой с 6=2.5 значительно хуже. Таким образом, с уменьшением; размера ячейки, в пределах которой поле полагается постоянным, наблюдающиеся небольшие различия с точными значениями должны исчезать. Надо также сказать, что на краях области согласие будет хуже из-за отсутствия данных