Численное моделирование газодинамических процессов в коронах Солнца и звезд

• Автор: Гетман, Константин Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 110 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение
Глава 1. Численное моделирование нестационарных газодинамических процессов во внешних атмосферах звёзд
1.1 Общий вид используемой системы газодинамических уравнений
1.2 Основные понятия и обозначения теории разностных схем
1.3 Консервативность, искусственная вязкость, окончательный вид разностной схемы для базовой системы газодинамических уравнений
1.4 Применение метода Ньютона и метода прогонки к решению разностных уравнений газовой динамики
Глава 2. Распространение тепла из короны вниз и строение переходных областей между хромосферой и короной
2.1 Модель внешней атмосферы Солнца, лишённой активности
2.1.1 Модель спокойного Солнца по радио и коротковолновому излучению
2.1.2 Физические процессы в переходной области между хромосферой и короной спокойного Солнца
2.2 Анализ дифференциальной меры эмиссии и источников ЕПУ излучения Капеллы
2.3 Заключение по главе
Глава 3. Распространение газодинамических возмущений в коронах Солнца и гигантов поздних спектральных классов
3.1 Газодинамические процессы в расширяющейся корональной трубке на Солнце
3.2 Взаимодействие звёздных ветров в двойной системе Капелла
3.3 Заключительные замечания по главе

Глава 4. Баланс энергии в источниках длительного мягкого рентгеновского излучения на Солнце
4.1 Происхождение мягкого рентгеновского излучения после импульсной фазы вспышки 26 марта 1991 г
4.2 О вспышках с длительным спадом мягкого
рентгеновского излучения (ЬВБ)
4.3 Элементарная длительная вспышка
4.3.1 Наблюдения явления 24 января 1992 г: : образование стримероподобной структуры
4.3.2 Численное моделирование баланса энергии в корональной петле: постановка задачи и результаты расчетов для элементарной длительной вспышки
4.4 Гигантские корональные арки
4.4.1 Наблюдения мягкого рентгеновского излучения систем гигантских корональных арок
4.4.2 Результаты численного моделирования баланса энергии в гигантской петле для мощных событий
4.5 Заключение по главе
Заключение
Список литературы

Введение
В последние годы основной прогресс в понимании физики явлений, развивающихся во внешних слоях атмосферы Солнца и звезд поздних спектральных классов, связан с большим объемом новых наблюдательных данных, полученных на космических аппаратах. Так высокое пространственное и временное разрешение спутника Уоккок позволило увидеть все многообразие динамических процессов в солнечной короне. При помощи аппаратуры спутника ЫОБАТ зарегистрировано мягкое рентгеновское излучение корон около тысячи поздних звезд. Эти данные содержат информацию о физических условиях в отдельных структурах типа корональных петель или короне в целом -температурах 1-10 МК и плотностях плазмы 108-1010 см'3. Далее в рамках магнитогидродинамических моделей, статистических исследований и т.п. можно попытаться понять физику явлений, описать особенности динамического поведения плазмы. Изучение физики корон Солнца и поздних звезд является сегодня актуальным научным направлением.
Недавно появился ряд новых результатов наблюдений в коротковолновой и рентгеновской областях спектра. Прежде всего это относится к излучению линий ионов, существующих при температурах от 104 до 3-106К. Эти данные позволяют вернуться к изучению вопроса о строении переходных областей между хромосферой и короной Солнца и поздних звезд различной светимости. Для некоторых звезд обнаруживается переменность излучения в корональных линиях, что позволяет изучать особенности самых внешних слоев атмосфер. Очень большой материал получен по мягкому рентгеновскому излучению солнечных вспышек. Если во многих импульсных событиях мы встречаемся со случаем простого радиационного охлаждения образовавшегося горячего коронального облака, то в ряде нестационарных процессов мягкое рентгеновское излучение длится гораздо дольше. Причина длительного свечения систем гигантских корональных арок начала выясняться только в последнее время.
Эти наблюдения поставили перед исследователями несколько новых актуальных проблем. Многие из них могут рассматриваться в рамках решения
искажает ещё её хода. Эту модель предлагается использовать для описания солнечной атмосферы, лишённой какой-либо активности.
lg DEM, см'5 К'1
кг К
Рис. 2.3. Сравнение дифференциальных мер эмиссии, рассчитанных по формуле (2.1.2) и полученной по нашей эмпирической модели
Обсудим кратко до какой степени точности модель представляет те радиоданные, по совокупности которых она построена. Сравнение рассчитанных по модели и выведенных из наблюдений яркостных температур спокойного Солнца (таблица 2.2) свидетельствуют о согласии данных с превышением рассчитанных величин, достигающим 15% при переходе к волне 20,7 см. Формальная точность абсолютных измерений данного типа выше, но абсолютные измерения яркостной температуры спокойного Солнца, проводимые различными методами, отличаются между собой на десятки процентов. Таким образом, результаты, полученные здесь в рамках однородной модели, не слишком сильно выходят за пределы ошибок.