Трудности Моделирования Солнечного Динамо

Основные трудности моделирования всегда лежат на грани вычислительных мощностей и начальных знаний об изучаемом объекте. Что касается Солнца, то занимаясь построением его модели исследователь сталкивается с проблемами обоих типов. Поэтому, полностью решить уравнения его описывающие оказывается невозможным. Даже перейдя к упрощенным моделям, большинство параметров остаются неизвестными. Но что-то мы объяснить всё же можем…

Перед тем как приступить к моделированию непосредственно магнитного цикла, опишем общие представления о нашем объекте, которые тем или иным способом включены в «магнитные» уравнения.

Опорной моделью Солнца является т.н. «Стандартная модель Солнца». Основные уравнения и параметры этой модели можно найти здесь [13]. Общий принцип получение этой модели – решение дифференциальных уравнений с заданными граничными параметрами в сферически-симметричном приближении. Хотя, мы получаем общее представление о распределении параметров внутри звезды, модель в принципе не претендует на объяснение «несимметричных» эффектов, о коих речь пойдет ниже.

Мы уже знаем, что Солнце состоит из трех основных оболочек: ядро, радиационная зона и конвективная зона. По данным гелиосейсмологии, конвективная зона вращается дифференциально, тогда как радиационная зона и ядро вращаются твердотельно. Причиной дифференциального вращения, как считается, является «взаимодействие» вращения и турбулентности [14]. Считается, что основная магнитная активность имеет место именно в конвективной зоне, где и будет сосредоточено основное наше внимание. С другой стороны, особенно важными зонами, как мы увидим являются: тахоклин и поверхностные слои. Тахоклин – область, где сосредоточены основные градиенты вращения. Эта область пространственно практически совпадает с границей между радиационной и конвективной зонами, но сущностно эти области различаются.

 

Основные уравнения, управляющие магнитным циклом Солнца хорошо известны:

 

 

Здесь: r - плотность плазмы,  u – её скорость, B – магнитное поле,  Ω – вектор вращения, F – силы движущие плазму, m0 - магнитная проницаемость вакуума.  m - динамическая вязкость и h - турбулентная диффузия принимаются за константы.

Для решения данных, связанных между собой, уравнений необходимо перейти к безразмерным величинам.

 

Табл.1  Сравнительная таблица для безразмерных величин для дня конвективной зоны и фотосферы (верхней части конвективной зоны)

 

Из таблицы 1 видно, что многие величины изменяются в широком диапазоне, что практически ведет к невозможности реализации «полной» дифференциальной схемы. Поэтому мы с неизбежностью приходим к необходимости в каких-либо приближениях.

 

Крупномасштабное и мелкомасштабное динамо

 

Уже давно известно, что на Солнце присутствуют магнитные поля различных конфигураций и масштабов. Будем называть крупномасштабными полями (а также динамо связанное с ними) поля большие по сравнению с размерами турбулентных вихрей и мелкомасштабными или флуктуационные, напротив – меньшими. О флуктуационном динамо на данном этапе развития теории известно значительно больше, а также многие результаты были получены [2]. С другой стороны, очевидно, что «чем больше мы знаем, тем больше вопросов можем задать»

Основной целью данной работы является анализ крупномасштабного динамо и его теоретической «силе», поэтому мы обойдем стороной мелкомасштабное динамо.

Звезда по имени Солнце

Звезда по имени СолнцеВы узнаете из чего состоит наша Звезда. Какие феномены наблюдаются на ней, какие тайны хранит Солнце и многое другое...

читать

Солнечное Динамо

Солнечное ДинамоУзнайте почему Солнце проявляет свою активность! Виною этому Солнечное Динамо что сидит внутри Солнца. Именно благодаря солнечному динамо...

читать

Солнечная Активность

Солнечная Активность Солнечная Активность уже не первый век занимает умы ученых... но что же это такое? В чем она проявляется и что она сулит нам? Опасна ли для человечества СА или нет?

читать