МГД турбулентность в межзвездной среде: модели и анализ карт поляризованного радиоизлучения

• Автор: Мизева, Ирина Андреевна
• Шифр специальности: 01.02.05
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Пермь
• Количество страниц: 141 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Межзвездная турбулентность, методы ее наблюдения и анализа
1.1 Турбулентность и магнитные поля в межзвездной среде
1.2 Методы астрономических наблюдений
1.3 Анализ наблюдательных данных
1.4 Моделирование турбулентности в межзвездной среде
1.5 Выводы по главе
2 Анализ статистических свойств турбулентности МЗС по данным наблюдения поляризованного радиоизлучения
2.1 Наблюдательные данные
2.2 Статистический анализ двумерных изображений
2.2.1 Функция распределения вероятностей (ФРВ)
2.2.2 Фурье анализ
2.2.3 Структурная функция
2.2.4 Вейвлет анализ
2.3 Абсолютная калибровка
2.4 Удаление источников
2.5 «Денойзинг»
2.6 Исследование спектров обработанных карт
2.7 Выводы по главе
3 Анализ структур карт интенсивности поляризованного радиоизлучения
3.1 Оцифровка каналов
3.2 Контурная статистика и каналы
3.2.1 Контурная статистика изолиний РІ

3.2.2 Контурная статистика для типичной изолинии
3.3 Артефакты на картах поляризованного излучения
3.4 Корреляция СЗ и II
3.4.1 Методы изотропной корреляции
3.4.2 Метод анизотропной корреляции
3.5 Выводы по главе
4 Каскадные модели МГД турбулентности
4.1 Обзор каскадных моделей
4.2 Каскадная модель. Уравнения
4.3 Свободное вырождение и постоянная внешняя сила
4.4 Влияние корреляции пульсаций поля скорости и магнитного поля на каскадные свойства
4.5 МГД турбулентность с контролируемой подкачкой перекрестной спиральности
4.6 Выводы по главе
5 Заключение
Литература

Введение
Объект исследования и актуальность темы. Среди известных природных объектов, обладающих собственным магнитным полем, наиболее крупными являются галактики. Магнитное ноле, с одной стороны, возникает в результате движения межзвездной среды, а, с другой стороны, оказывает существенное влияние на эволюцию самой галактики. При этом, наряду с крупномасштабным магнитным полем, структура которого изучена относительно хорошо, существенны и мелкомасштабные магнитные поля, возникающие вследствие интенсивного турбулентного движения межзвездной среды (речь идет о масштабах, существенно меньших толщины галактического диска).
Основным источником информации о галактических магнитных полях является поляризованное радиоизлучение, наблюдения которого интенсивно проводятся в последние десятилетия. Благодаря созданию современных радиотелескопов с высокой разрешающей способностью становится возможным наблюдение и мелкомасштабного поля. Параллельно с развитием наблюдательной базы совершенствуются методы обработки результатов наблюдения, в частности, карт поляризованного радиоизлучения. Такие карты содержат небольшое количество независимых точек и сильно зашумлены, так что помехи и ошибки измерений могут существенно исказить статистические свойства наблюдаемых величин. Важно выяснить, являются ли те или иные свойства следствием ошибок, помех и особенностей наблюдения или же они характеризуют реальную турбулентность в межзвездной среде. Актуальной задачей является разработка новых методов анализа наблюдательных данных и детальное изучение влияния различных факторов на результаты статистического анализа наблюдаемых полей.
Наряду с анализом наблюдений, важную роль в изучении галактических магнитных полей играют численные модели. Основные результаты,

В работе [31], были исследованы различные каскадные модели МГД турбулентности. Было получено, что в общем случае, в неальфвеновской турбулентности спектр в инерционном интервале имеет наклон «—5/3», поведение структурных функций близко к гидродинамической турбулентности, а именно, что в МГД турбулентности имеет место перемежаемость во времени и пространстве. Под перемежаемостью понимается нерегулярная смена турбулентных и ламинарных режимов.
На сегодняшний день существует несколько каскадных моделей МГД турбулентности [31]. Так в серии работ [1, 47] была построена и исследована каскадная модель, построенная на основе уравнения МГД и трех интегралов движения. Для расчета такой модели было выбрано 30 ярусов, система исследовалась методом Рунге-Кутты четвертого порядка. Было показано, что такая модель хорошо воспроизводит основные известные свойства МГД турбулентности и мелкомасштабного динамо. В работе были исследованы спектры, потоки и структурные функции. Для неальфвеновской турбулентности был получен спектральный индекс, близкий к колмогоров-скому. В случае коррелированных пульсаций поля скорости и магнитного поля было обнаружено, что каскад блокируется, и спектральный закон становится ближе к закону Крайчнина-Ирошникова. Также было обнаружено, что уровень перемежаемости немного выше, нежели для гидродинамической турбулентности, и пульсации магнитного поля более перемежаемы, нежели поля скорости. При исследовании свободного вырождения такой системы [22], внимание было уделено тому, что при начальных условиях, с высоким уровнем корреляции пульсаций магнитного поля и пульсаций поля скорости, система стремится перейти в состояние, в котором пульсации поля скорости совпадают с пульсациями магнитного поля, и каскад энергии от больших масштабов к мелким не осуществляется (т.е каскад энергии блокируется и энергия накапливается в высоких ярусах).Недостатком модели, описанной в работе [47], является способ задания магнитной спираль-ности, а именно, эта величина задана знакопеременной, хотя на практике она может принимать любой знак для выделенного яруса. Представляет интерес построение и изучение каскадной модели с корректным учетом закона сохранения магнитной спиральности. Такая модель будет построена