WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 || 3 |

Вторая глава рассматривает возможность применения метода численного МГД моделирования для изучения крупномасштабных процессов в космической плазме, приведены результаты, полученные в рамках такого подхода. В параграфе 2.1 описаны численные модели, которые используются в литературе [17*-19*] для описания эволюции крупномасштабных возмущений, происходящих в межпланетном пространстве. Отмечены успехи в применении метода компьютерного МГД моделирования при решении различных задач солнечно-земной физики [14*,17-21**]. Также описана использованная нами оригинальная программа. Численное пространственно-временное моделирование проводилось на основе системы МГД уравнений, дополненных уравнением переноса тепла [14*]. Для безразмерных величин плотности, скорости, магнитного поля и температуры, V, B, Т выбранная система уравнений была предварительно приведена к следующему (безразмерному) виду:

Здесь плотность плазмы измеряется в отношении к 0, температура – в отношении к Т0, скорость - в отношении к альвеновской скорости, магнитное поле – в отношении к В0, где V0A, 0, Т0, B0 - исходные (близкие к фоновым) значения скорости плазмы, плотности, температуры и магнитного поля соответственно. Время при этом берется в отношении к, где - размер расчетной области. Безразмерные параметры, определяющие физическую модель, есть: - число Рейнольдса, - магнитное число Рейнольдса, - число Пекле, - отношение газокинетического давления к магнитному, - отношение скоростей, - первая вязкость, - отношение теплоемкостей, - проводимость, - коэффициент температуропроводности, - постоянная Больцмана.

Решение МГД системы проводилось на основе вычисления конечных разностей с постоянным шагом интегрирования по времени методом Эйлера. Производные изучаемых величин представлялись центральными разностями. Использование такой простейшей схемы позволяет добиваться контролируемого перехода к случаю непрерывной среды путем измельчения пространственной сетки и временного шага. Устойчивость полученных решений по отношению к изменениям параметров уравнений проверялась на предмет отсутствия качественного изменения решений при малом изменении параметров.

В параграфе 2.2. [2,3] представлен отбор нескольких десятков КВВ и соответствующих им МКВВ, зарегистрированных вблизи Венеры, конфигурации параметров которых использовались в дальнейшем исследовании. Всего рассмотрен ряд из 31 случая такого соответствия, согласно работе [9*]. Начальные условия для КВВ выбирались, исходя из предварительно проведенной классификации КВВ, опирающейся на анализ каталога SMM. Для изучаемых событий из базы данных КА PVO и Helios были взяты параметры МКВВ – концентрация N, компонента скорости Vx солнечного ветра, температура протонов солнечного ветра T и компоненты магнитного поля B. При изучении визуальных данных по КВВ особое внимание было обращено на классификацию выбросов по морфологическим признакам каталога SMM: гало, петля, фронт, спайк, выброс кратной структуры, бесструктурный выброс [4,5].

Сопоставление визуально полученных данных по КВВ с временной последовательностью параметров возмущений, зарегистрированных на КА PVO и Helios, позволило связать их появление с начальными солнечными источниками потоков плазмы. В результате все события по их последствиям были поделены на четыре класса КВВ-МКВВ: «фронт» (7 событий), «спайки» (8 событий), «сложные» КВВ(14 событий), «петля» (2 события). Для каждого класса был определен солнечный источник [2].

Для установления начальных параметров КВВ при их переносе к Земле в солнечном ветре подбор событий был сделан на основе сведений таблицы, приведенной в работе [5*], где содержатся данные о соответствии ряда МКВВ, зарегистрированных на КА WIND, с событиями КВВ, полученными с коронографов LASCO. На основе данных, приведенных в вышеуказанных источниках, все МКВВ были разделены на следующие типы: MО (магнитное облако) – 16 событий, ПОТОКОВАЯ НИТЬ – 3 события, УВ (ударная волна) – 5 событий, ВЫБРОС – 2 события, УВ с оболочкой (ударная волна с оболочкой) – 5 событий. Был проведён анализ зарегистрированных на КА WIND временных зависимостей параметров солнечного ветра и ММП возмущений, принадлежащих одному и тому же типу, и выявлены их типические закономерности [3].

В параграфе 2.3 изложены результаты численных экспериментов по МГД моделированию их эволюции в солнечном ветре [2]. На примере нескольких событий, принадлежащих различным классам (см. п.2.2) решена задача по установлению для них начальных параметров возмущений плазмы и магнитного поля. Результаты, полученные в численных экспериментах, сопоставлялись с данными МКВВ, реально зарегистрированными на КА Helios, PVO. Если результаты моделирования оказывались близкими к зарегистрированным, тогда взятые для моделирования в данном численном эксперименте начальные условия для КВВ объявлялись их установленными параметрами. В качестве начальных условий в численных экспериментах задавались возмущения плотности, компонент ММП и скорости в солнечно-эклиптической системе координат (SE) и температуры протонов солнечного ветра. Под фоновыми значениями подразумевались значения невозмущенной среды. Линейный размер области прохождения возмущения приблизительно равен 1,05108 км для всех численных экспериментов, что соответствует расстоянию от Солнца до Венеры. Для окончательного вывода о значениях начальных условий для области, где возникает солнечный ветер (на расстоянии ~ 18 радиусов Солнца) и по которой работает прибор Lasco, подобранные параметры корректировались с учетом сферического расширения солнечного ветра и соответствующего изменения всех анализируемых параметров.

В параграфе 2.4 МГД моделирование применено для установления начальных параметров первоисточников во внешней короне Солнца для различных крупномасштабных возмущенных конфигураций, зарегистрированных на трассе Солнце-Земля [3,6]. Линейный размер области, где происходит эволюция рассматриваемых возмущений, принят равным 1,5108 км. Были установлены начальные параметры КВВ, которые приводят к МКВВ типа магнитное облако, взрывная и поршневая ударные волны, ударная волна с оболочкой, потоковая нить и выброс. Установлены характерные особенности каждого коронального первоисточника.

Третья глава посвящена исследованию изменений параметров околоземного пространства под влиянием крупномасштабной структуры солнечного ветра. В параграфе 3.1 представлены пути применения колмогоровской модели турбулентности для турбулентной среды переходной области, расположенной за отошедшей земной ударной волной [6*, 21*-24*],

В параграфе 3.2 проведен анализ спектров мощности турбулентности потока плазмы и компонент магнитного поля в ПО, полученных по данным КА INTERBALL-1 и сопоставлен с анализом спектров мерцаний, вычисленных при одновременном радиопросвечивании подсолнечной части переходной области в эксперименте Сура-КА WIND [7,8], проведенном в параграфе 3.3. Полные наборы экспериментальных данных о макро- и микропараметрам околоземного пространства исследовались по трем сеансам. В результате были изучены особенности поведения турбулентных параметров, вычисленных по 5 минутным интервалам, в зависимости от ориентации ММП в подсолнечной и фланговой частях переходной области.

Макропараметры солнечного ветра и ММП на КА WIND сопоставлялись с данными на КА Interball-1, учитывалось время прибытия измененного на ударной волне солнечного ветра в точку регистрации параметров турбулентности. В качестве основной характеристики спектров потока, модуля и компонент магнитного поля в ПО рассматривались значения мощностей турбулентных пульсаций на высоких критических частотах, соответствующих началу диссипационных участков спектров. На основе анализа сделан вывод о зависимости уровня спектральной мощности альвеновских и магнитозвуковых пульсаций от величины тангенциальной компоненты ММП [9].

В параграфе 3.4 изучена динамика изменений внутренних масштабов звуковой и магнитозвуковой турбулентности в переходной области, полученных на основе анализа критических частот фурье-спектров по пятиминутным интервалам. Исследовалась зависимость внутренних масштабов и пульсационных скоростей от величины тангенциальной компоненты ММП перед ударной волной.

Вычисление внутренних масштабов выполнено в неподвижной системе отсчета, связанной с КА Interball-1 согласно формуле:, где Vph – фазовая скорость распространения нормальных волн в плазме (звуковой или альвеновской ), сr – критическая частота, полученная на основе анализа спектра, где mp – масса протона, T – протонная температура, k – постоянная Больцмана, B – величина магнитного поля, – плотность. Выполненный анализ динамики внутренних масштабов турбулентности ПО свидетельствует о чувствительности турбулентности любого типа к изменениям вектора магнитного поля в натекающем потоке. Для вычисления реальных внутренних масштабов турбулентных пульсаций был выполнен учет доплеровского сдвига частоты.

При анализе динамики внутренних масштабов, необходимо учесть, что внутренние масштабы турбулентных пульсации могут изменяться не только под действием внешнего параметра в виде Btan, но и из-за изменения геометрии ПО в течение сеанса. В последнем случае изменение масштабов происходит согласно Колмогоровским представлениям о подобии пульсаций различных масштабов внутренние масштабы линейно зависят от внешних:

где U - изменение средней потоковой скорости на внешнем масштабе L, – число Маха, - пульсационная скорость. Поэтому при уменьшении внешних масштабов (толщина ПО) – внутренние масштабы будут уменьшаться независимо от других внешних факторов.

Ряд важных выводов и анализ соответствия теоретическим представлениям сделан в параграфе 3.5, где исследуется поведение кинетической энергии потока, магнитной и газокинетической энергии в ПО с изменением величины Btan.

В параграфе 3.6 МГД подход к турбулентности переходной области позволил записать выражения для внутренних масштабов и пульсационных скоростей и сопоставить их с экспериментальными характеристиками турбулентности, полученными «in situ». Для альвеновской, быстрой и медленной магнитозвуковых турбулентностей внутренние масштабы определяется при условии Va < Vs, соответственно, выражениями [25*]: где и - звуковая и альвеновская скорости, - кинематическая и - магнитная вязкости, - температуропроводность, - угол между направлениями векторов фоновых магнитного поля и скорости потока.

Экспериментально определенные значения внутренних масштабов позволяют вычислить параметры диссипации. Учет только вязкого трения дает для всех сеансов величину кинематической вязкости порядка.

Сопоставление наблюдательных материалов с теоретическими оценками характеристик мелкомасштабной структуры позволяет оценивать все безразмерные числа МГД подобия для ПО. При этом следует отделять подходы к моделированию турбулентности для первого сеанса от подходов для второго и третьего сеансов. Для первого сеанса число Рейнольдса оценивается выражением

где V – скорость натекания потока на ПО, которое для локального значения на внутреннем масштабе дает значение Re ~ 10 и для глобального – значения Re ~ 100. В свою очередь вычисленное число подобия Re позволяет определить значения пульсационных скоростей на масштабе :

где под понимается. Пульсационные скорости были сопоставлены с экспериментально обнаруженными.

В четвертой главе исследуются геоэффективные проявления КВВ. В параграфе 4.1 методом корреляционного анализа выполнен поиск связей начальных параметров КВВ, регистрируемых на коронографах, с возмущениями геоэффективных параметров плазмы солнечного ветра в районе орбиты Земли. В качестве параметров КВВ взяты начальная и конечная скорости выброса, угловой раскрыв, значение центрального позиционного угла события. Рассмотрены корреляционные связи этих параметров КВВ с концентрацией и скоростью протонов солнечного ветра, значением Вz-компоненты ММП вблизи Земли [10,11,12]. Время прихода возмущений, вызванных КВВ, к точке расположения КА Wind учитывалось по формуле [26*]:

здесь d1 – дистанция, на которой изменяется скорость КВВ (0,75 а.е.), d2 – остаток пути (0,25 а.е.), U, а – начальная скорость и ускорение КВВ. Была принята во внимание потенциальная геоэффективность КВВ, пересекающих при своем распространении плоскость эклиптики. Это определялось в предположении осевой симметрии КВВ по значениям угла раскрыва (W) и центральному позиционному углу КВВ (СРА) по следующему критерию: (СРА–W/2<90 и СРА+W/2>90 или СРА–W/2<270 и СРА+W/2>270). Принималась во внимание возможность одновременного прихода возмущений от группы КВВ из-за разницы скоростей их движения. Коэффициенты корреляции были рассчитаны и проанализированы для ускоряющихся и замедляющихся КВВ.

В параграфе 4.2 проанализированы конфигурации в ПСВ и ММП, зарегистрированные в точке либрации, которые являются последствиями КВВ, произошедшими в 1996 и 1999 годах. Для точности отбора параметров конфигураций рассмотрению были подвергнуты последствия только уединенных КВВ, т.е. только те, которые были единственными в середине рассматриваемых 24 часовых интервалов. Были выделены 5 групп МКВВ: ударная волна, слабая ударная волна, магнитное облако, уединенный медленный поток, высокоскоростной поток [12]. Установлены виды солнечных первоисточников источников, предшествующих каждой группе МКВВ, с учетом сведений, приведенных в работе [27*].

В параграфе 4.2 исследуется геоэффективность КВВ с точки зрения ионосферной и магнитосферной активности [1]. Рассмотрена геоэффективность КВВ, проявляющаяся в возмущениях критической частоты ионосферного слоя F2. Методом корреляционного анализа изучено поведение отклонения критической частоты от среднего значения для слоя F2 (индекс DI) в зависимости от угла раскрыва и начальной скорости КВВ. Установлены связи параметров КВВ с часовыми значениями интенсивности рентгеновского излучения и глобального магнитосферного индекса Dst. Проведен анализ связи уединенных КВВ с уровнем рентгеновского излучения и уровнем концентрации быстрых протонов с энергиями выше 1 Мэв в солнечном ветре как в момент своего рождения, так и в момент их прихода в окрестности Земли [12]. Таким образом, изучена ионосферная эффективность КВВ, связанная с уровнем интенсивности рентгеновского излучения и уровнем высокоэнергичных частиц в течение всего времени переноса МКВВ к Земле.

Pages:     | 1 || 3 |






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»