Магнитогидродинамические модели солнечного ветра

• Автор: Усманов, Аркадий Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 359 с. : ил

Оглавление
Введение
Глава 1. Модели солнечного ветра (обзор)
1.1 Введение
1.2 Одномерные модели стационарного солнечного ветра
1.3 Одномерные модели нестационарного солнечного ветра
1.4 Двумерные модели стационарного солнечного ветра
1.5 Двумерные модели нестационарного солнечного ветра
1.6 Трехмерные модели стационарного солнечного ветра
1.7 Трехмерные модели нестационарного солнечного ветра
Глава 2. Уравнения магнитной гидродинамики в применении к моделированию солнечного ветра
2.1 Неконсервативная форма МГД уравнений
2.2 Консервативная форма уравнения движения
2.3 Консервативная форма уравнения сохранения энергии
2.4 МГД система уравнений в консервативной форме
2.5 Преобразование уравнений к вращающейся системе координат
2.6 Уравнения в стационарном случае
2.7 Безразмерная форма уравнений
2.8 МГД уравнения с учетом эффектов альвеновских волн
Глава 3. Двумерная модель стационарного солнечного
ветра
3.1 Введение
3.2 Формулировка модели
3.2.1 Основные уравнения
3.2.2 Начальное состояние
3.2.3 Численный метод
3.2.4 Граничные условия
3.3 Тестовый пример
3.4 Результаты расчетов
3.5 МГД-проецирование к Солнцу структуры солнечного ветра, наблюдаемой на орбите Земли
3.6 Выводы
Глава 4. Трехмерная модель стационарного солнечного
ветра
4.1 Введение
4.2 Формулировка модели
4.2.1 Основные уравнения
4.2.2 Начальное состояние
4.2.3 Численный метод
4.2.4 Граничные условия
4.3 Тестирования алгоритма расчетов
4.4 Результаты расчетов для кэррингтоновского оборота 1682
4.5 Результаты расчетов для кэррингтоновского оборота 1843
4.6 Выводы
Глава 5. Трехмерная модель нестационарного солнечного
ветра
5.1 Введение
5.2 Процедура моделирования
5.3 Результаты расчетов и их обсуждение
5.4 Выводы
Глава 6. Двумерная модель солнечного ветра с учетом аль-веновских волн
6.1 Введение
6.2 Горизонтальный диполь: формулировка модели
6.2.1 Основные уравнения в области I

6.2.2 Основные уравнения в области II
6.2.3 Начальное состояние
6.2.4 Алгоритм расчетов
6.2.5 Граничные условия
6.3 Горизонтальный диполь: результаты расчетов
6.4 Вертикальный диполь: формулировка модели
6.5 Вертикальный диполь: результаты расчетов
6.6 Выводы
Глава 7. Трехмерная модель солнечного ветра с учетом аль-веновских волн
7.1 Введение
7.2 Формулировка модели
7.2.1 Расчетная сетка и основные уравнения
7.2.2 Начальное состояние
7.2.3 Численный метод и граничные условия
7.3 Результаты расчетов для кэррингтоновского оборота 1682
7.4 Сравнение результатов расчетов с данными спутниковых
наблюдений в 1979 г
7.5 Выводы
Заключение
Литература

Модель, Краткое описание Лит-ра
год опубл.
Визбро, Опирается на модель звездных атмосфер [415, 416]
1988 Хаммера [145, 146]. Включает переходную
область и нагрев солнечной короны источником вида Fmexp[-(r - R,Q)/Hm], где Fm — поток энергии в основании короны и Нт длина диссипации (~ 0,1-1 Rq). Одножидкостная модель с теплопроводностью (классической при г < 5-10 Rq и бесстолкнови-тельной [168] во внешней короне), потерями на излучение, сверхрадиальной расходимостью (формула из [189]) и альвеновскими волнами в ВКБ приближении. Из условия баланса потерь на излучение во внутренней короне и переходной области и потока энергии к Солнцу вследствие теплопроводности, выводится соотношение Р(, = const х Fc, связывающее поток тепла к Солнцу Fc с тепловым давлением электронов в переходной области и нижней короне Ре [145, 146].
Модель содержит четыре свободных параметра: Fm, Нт, /тах (параметр сверхрадиальной расходимости) и поток энергии аль-веновских волн в основании короны, которые подбираются так, чтобы получить поток частиц на орбите Земли ~ 2,3 х 108 см-2 с-1 и профиль плотности в диапазоне 2-4 Rq, соответствующий эмпирическому. Показано, что суммарный поток энергии из хромосферы в корону должен составлять ~5 х 105 эрг см-2 с-1.
Лир и др., В рамках трехжидкостной модели (электро- [196,
1991 ны, протоны и альфа-частицы) с заданным 197, 153,
профилем температуры исследуется про- 154, 156] блема приблизительного постоянства плотности потока протонов от Солнца. Показано, что при отношении содержания альфа-частиц в основании короны к числу протонов ~ 10%, альфа-частицы могут существенно уменьшить чувствительность потока протонов к изменениям корональной температуры. Сходный результат получен в работе Бюрги [67], где профиль температуры рассчитывается из уравнения сохранения энергии.