Асимптотическое решение уравнений электродинамики средних полей для модели тонкой сферической конвективной оболочки солнца Галицкий, Виктор Михайлович

Краткое описание

Галицкий, Виктор Михайлович.Асимптотическое решение уравнений электродинамики средних полей для модели тонкой сферической конвективной оболочки солнца : диссертация ... кандидата физико-математических наук : 01.04.02. - Москва, 1999. - 100 с.

Введение диссертации (часть автореферата)на тему «Асимптотическое решение уравнений электродинамики средних полей для модели тонкой сферической конвективной оболочки солнца»
Многие космические объекты (звезды, планеты, галактики и т.д.) обладают относительно сильными магнитными полями. Особый интерес представляет изучение магнитной активности Солнца, которая обладает рядом интересных свойств таких как, например, устойчивый 22-летний цикл. Магнитное поле Солнца на протяжении долгого времени исследуется наблюдательными методами. В результате наблюдений накопился большой объем информации октуре солнечного магнитного поля.
В настоящее время общепринято, что механизм, ответственный за генерацию космических магнитных полей раскрывается в рамках электродинамики средних полей (или теории динамо средних полей). Основы этой теории были заложены в работах Лармора, Паркера, Зельдовича, Казанцева, Штеенбека, Арнольда и других исследователей. В результате появились хорошо разработанные модели и методы исследования магнитных полей в турбулентно движущейся среде Земли, Солнца, звезд и галактик. В частности, Штеенбеком, Краузе и Рэдлером (1966) были получены уравнения генерации для среднего магнитного поля в турбулентно движущейся проводящей среде. В астрофизических задачах такой средой является межзвездная плазма, а также плазма конвективной зоны Солнца и звезд. Казанцевым (1968) были выведены уравнения для корреляционных функций.
Еще до вывода основных уравнений электродинамики средних полей, уравнения для магнитного поля в турбулентно движущейся среде в различных конкретных приложениях были исследованы рядом ученых. Так, Бабкоком (1961) и Лейтоном (1969) были рассмотрены феноменологические модели генерации магнитных полей на Солнце. Брагинским (1967) были построены модели генерации земного магнитного поля. Паркером (1955) была предложена теория, описывающая природу магнитных циклов. Зельдовичем (1957) было доказано, что турбулентное динамо представляет собой существенно трехмерное явление и дана иллюстрация самого процесса динамо, приводящего к генерации поля. Арнольд и др. (1981) связали идеи теории динамо с представлениями теории динамического хаоса. Уравнения электродинамики средних полей были всесторонне исследованы численно в работах Бранденбурга (1993, 1994), Мосса (1990) и других исследователей.
В уравнениях динамо фигурируют поля, усредненные по определенным образом выбранному пространственно-временному масштабу. Этот масштаб должен быть выбран с таким расчетом, чтобы все случайные колебания величин механической скорости среды, магнитного и электрического полей были усреднены, но в то же время была выявлена структура пространственного распределения этих величин внутри астрофизических объектов.
Для описания начальных стадий генерации магнитного поля используют линейное, или кинематическое приближение, в котором параметры среды считаются независящими от магнитного поля. Для последующих стадий следует рассматривать нелинейную модель динамо, поскольку магнитные поля велики и следует учитывать их обратное влияние на движение среды, т. е. на коэффициенты уравнений динамо.
Возникающие решения часто имеют осциллирующий характер, причем наблюдаются осцилляции во времени. Типичным примером такой магнитной активности являются солнечные циклы. Уже с семнадцатого века ведутся наблюдения солнечной активности, начало которых восходит к работам Галилея по систематизации наблюдений солнечных пятен. Позднее Маундером были построены временные широтные диаграммы солнечной активности, так называемые баттерфляй-диаграммы. Кратко резюмируя имеющиеся на сегодняшний день результаты наблюдений, можно утверждать, что на Солнце существуют две пары волн магнитной активности (в северном и южном солнечных полушариях). При этом, в каждом из полушарий одна из волн, называемая далее основной волной, распространяется от средних широт к экватору и имеет максимум на широте около 40°; другая, много более слабая волна, называемая далее полярной волной, распространяется примерно от 70° к полюсу. Следует также отметить то, что наблюдаемое на Солнце магнитное поле в основном дипольно. Это значит, что магнитное поле Солнца обладает определенной пространственной четностью (в смысле отражений относительно экватора) и при этом поля, возникающие в северном и южном полушариях антипараллель-ны. Что касается временной зависимости магнитного поля, то помимо четкого 22-летнего цикла (цикл Шваба) заметен также дополнительный цикл, имеющий период около 100 лет (так называемый цикл Глайсберга).

Указанные выше наблюдения укрепляют теоретические представления о природе циклов солнечной активности как о динамо-волнах. Впервые теоретическая модель динамо-волны была развита Паркером в 1955 году. Однако, феноменологическая модель Паркера не ставила целью объяснение многих важных свойств магнитной активности Солнца. Даже впоследствии полученные рядом авторов более детальные модели не позволили исчерпывающим образом объяснить такие явления, как поведение динамо-волны в приполярных областях Солнца, наблюдаемую пространственную четность магнитного поля Солнца, цикл Глайсберга.