Исследование сжимаемой магнитогидродинамической турбулентности в космической плазме методом крупных вихрей

• Автор: Чернышов, Александр Александрович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 132 с. : ил.

Диссертация является результатом работы автора в секторе Теоретических исследований Института космических исследований
Выражаю глубокую признательность моему научному
руководителю Петросяну Аракелу Саркисовичу за его постоянное внимание, плодотворные научные обсуждения и неоценимую помощь в работе, а также Карельскому Кириллу Владимировичу за его советы и творческое сотрудничество.
Самое большое спасибо моим родителям, сестре, дедушке, бабушке и т. Люде за их постоянную поддержку в течение всего времени обучения в аспирантуре.
Российской Академии Наук.
Глава 1. Метод крупных вихрей для сжимаемой МГД турбулентности политропной плазмы турбулентности
1.1 Введение
1.2 Уравнения магнитной гидродинамики
1.3 Формулировка метода крупных вихрей
1.4 Подсеточное моделирование
1.4.1 Модель Смагоринского для МГД турбулентности
1.4.2 Модель Колмогорова для МГД турбулентности
1.4.3 Модель, основанная на перекрестной спиральности
1.4.4 Модель подобия масштабов для МГД турбулентности
1.4.5 Смешанная модель для МГД турбулентности
1.4.6 Динамическая процедура определения констант
1.5 Численные методы, используемые при моделировании сжимаемой МГД
турбулентности
1.6 Численное моделирование затухающей МГД турбулентности
1.6.1 Прямое численное моделирование
1.6.2 Метод крупных вихрей
1.7 Выводы
Глава 2. Метод крупных вихрей для сжимаемой МГД турбулентности теплопроводящей плазмы

2.1 Введение
2.2 Уравнения магнитной гидродинамики теплопроводящей жидкости
2.3 Отфильтрованные уравнения магнитной гидродинамики теило-проводящей жидкости
2.4 Параметризации подсеточных слагаемых для сжимаемой магнитогидродинамической турбулентности
2.5 Численное моделирование и анализ результатов расчетов
2.6 Выводы
Глава 3. Установление слабо сжимаемого режима в МГД турбулентности космической плазмы и свойства турбулентности локальной межзвездной среды
3.1 Введение
3.2 МГД модель и численное исследование локальной межзвездной среды
3.3 Анализ результатов моделирования и теоретическая интерпретация
3.3.1 Свойства сжимаемости среды
3.3.2 Динамика намагниченности плазмы
3.3.3 Турбулентные спектры локальной межзвездной среды
3.3.4 Анизотропная турбулентность
3.4 Выводы
Заключение
Литература

Глава 1. LES для сэюимаемой МГД турбулентности политропной плазмы
случай А Re Re L lo771 Rex Ms Ma H P 7 U fi
№1 0.843 390 10.0 50 0.6 0.6 0.077 0.01 5/3 0.608 0
№2 0.843 100 10.0 25 0.6 0.6 0.108 0.02 5/3 0.608 0
№3 0.843 1580 10.0 100 0.6 0.6 0.054 0.005 5/3 0.608 0
№4 0.843 390 2.00 50 0.6 0.6 0.077 0.01 5/3 0.608 0
№5 0.843 390 20.0 50 0.6 0.6 0.077 0.01 5/3 0.608 0
№6 0.843 390 10.0 50 0.2 0.6 0.077 0.01 5/3 0.608 0
№7 0.843 390 10.0 50 1 0.6 0.077 0.01 5/3 0.608 0
Таблица 1.1. Начальные параметры для изучения МГД сжимаемой турбулентности. А - тейлоровский микромасштаб, Re - тейлоровское число Рейнольдса, Re - гидродинамическое число Рейнольдса, Rem -магнитное число Рейнольдса, Ms - число Маха, Ма - альфвеновское число Маха, к - колмогоровский масштаб, /1 - коэффициент молекулярной диссипации, 7 - показатель политропы, U - среднеквадратичное значение скорости, В - среднеквадратичное значение лшгнитного поля
где U - среднеквадратичное значение скорости, е - скорость диссипации энергии. Постоянный множитель в (1.69) значительно больше единицы, так как учтено много составляющих компонент в ковариации [143), и равняется 15.
В таблице 1.1 представлены начальные данные для всех численных расчетов проведенных в этой работе. Диапазоны изменения параметров подобия имеют -следующий границы: для числа Маха Ма € [0.2; 1], для гидродинамического
числа Рейнольдса Re € [100; 1580] и для магнитного числа Рейнольдса Rem 6 [2; 20]. Левая граница для Re выбрана таким образом, чтобы обеспечить режим развитой турбулентности, а правая - компромиссом между получением адекватных результатов DNS и необходимостью проведения сравнительного анализа с подсеточными моделями LES. Для магнитного числа Рейнольдса величина правой границы, рассматриваемого интервала, обусловлена тем, что в данной работе мы исследуем затухающую сжимаемую МГД турбулентность, а при увеличении