Індекс рубрикатора НБУВ: В632.5 + В652.48

Рубрики:

Міжзоряна газодинаміка і електродинаміка < Теоретична астрофізика>

Діяльність Сонця. Сонячна активність

Шифр НБУВ: Ж14846 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14846 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Запропоновано напівемпіричну гідродинамічну модель генерації глобальної полоїдальної течії Сонця, обумовленої його диференціальним обертанням. Знайдено просторові моди та інкременти нестійкої полоїдальної течії.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.48

Рубрики:

Діяльність Сонця. Сонячна активність

Шифр НБУВ: Ж14846 Пошук видання у каталогах НБУВ 

На основі порівняння результатів проведеного числового моделювання глобальної течії в сонячній конвективній зоні з даними спостережень торсійних коливань Сонця обгрунтовано гідродинамічну природу цих коливань, які є тороїдальною складовою глобальної тривимірної асиметричної коливальної течії, асиметричної відносно екватора. Фізичним механізмом виникнення торсійних коливань слугує втрата стійкості диференціального обертання Сонця.

Проанализирована роль двумерной турбулентности (порождаемой в тени пятна под влиянием сильного магнитного поля) и альвеновских колебаний (возбуждаемых в пятне относительно слабым магнитным полем) в эволюции солнечных пятен. Выявлено две фазы затухания магнитного поля пятна. Начальная быстрая фаза магнитного затухания обусловлена двумерной турбулентностью. Более поздняя медленная фаза магнитного затухания связана с альвеновскими колебаниями. Полученные результаты согласуются с наблюдаемыми данными относительно двух типов временной эволюции солнечных пятен. Существенную роль в длительной стабильности равновесного состояния вертикальных магнитных силовых трубок пятен играет эффект макроскопического диамагнитного "вытеснения" магнитного поля из конвективной зоны или фотосферы к пятнам.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.45 + В652.461

Рубрики:

Будова Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.48

Рубрики:

Діяльність Сонця. Сонячна активність

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

В рамках теории кинематического динамо построена математическая модель эволюции тороидального магнитного поля Солнца, возбуждаемого дифференциальным вращением конвективной зоны при наличии полоидального поля реликтового происхождения. Использован профиль угловой скорости, полученный в результате расшифровки данных гелиосейсмологических экспериментов. Для модели идеальной магнитной гидродинамики рассчитаны широтные профили нарастающего во времени тороидального поля для разных глубин в солнечной конвективной зоне. Найдено, что в области дифференциального вращения возбуждаемому тороидальному полю присущи существенные флуктуации его величины по глубине. На основании полученных авторами результатов моделирования предложено объяснение "неправильной полярности" магнитных биполярных групп пятен в солнечных циклах.

Для преодоления затруднения эффективной диссипации токов в электромагнитных моделях вспышек, связанного с высокой газокинетической проводимостью солнечной плазмы, обращено внимание на возможность локального уменьшения проводимости в местах сильно развитой МГД-турбулентности вблизи нейтральных линий фотосферныхмагнитных конфигураций. Предложена концепция перераспределения электропроводности, которая базируется на следующих физических эффектах и известных из наблюдений условиях в солнечной атмосфере. 1. Уменьшение параметра электропроводности (увеличение резистивности) в турбулентной среде. 2. Магнитное подавление турбулентности под воздействием сильных магнитных полей. 3. Возбуждение крупномасштабного электрического поля макроскопическими движениями плазмы в фотосфере в присутствии магнитного поля (фотосферное динамо). 4. Наблюдаемая пространственная неоднородная структура магнитных конфигураций в окрестности групп солнечных пятен, которая приводит к формированию токовых слоев с нулевыми (нейтральными) силовыми линиями. Рассчитанные авторами значения МГД-турбулентной проводимости вблизи нейтральных магнитных линий в фотосфере оказываются почти на три порядка величины меньше значений обычной газокинетической проводимости в местах сильных магнитных полей в окрестности солнечных пятен. Существенно пониженная проводимость в участках сильно развитой МГД-турбулентности может способствовать здесь ускоренной джоулевой диссипации тока, энергия которой согласуется с характеристиками тепловых вспышек.