Гидродинамика Солнца Лекция 7

Происхождение локальных солнечных магнитных полей

Изображение Солнца в белом свете

Развитое пятно и окружающая грануляция

Группа очень крупных пятен

Магнитограмма – карта лучевой компоненты поля

Цикличность солнечной активности

11-летний цикл: «бабочки» Маундера Площади пятен в процентах от площади широтных поясов Годы

Основные этапы развития группы пятен Появление магнитного потока в центре супергранулы Миграция оснований трубок к границе ячейки и формирование поры Формирование биполярной группы, расхождение главных пятен на расстояние до ~ км

Основные характеристики пятен Диаметр поры (pore) 700–4000 км, H >1500 Гс, эффективная температура ~ 3700 К, время жизни пор, не развивающихся в пятна, от нескольких часов до нескольких суток Диаметр тени (umbra) развитого пятна – км (0.4 диаметра всего пятна), Н Гс, время жизни от нескольких суток до нескольких месяцев Длина волокон (filaments) полутени (penumbra) 5000–7000 км, ширина 300–400 км

Основные характеристики пятен Скорость эвершедовских течений в полутени 6–7 км/с Обратный поток на хромосферных высотах «Квантованность» площадей пятен

Течения под солнечным пятном

Связь хромосферной эмиссии, активных областей и пятен

Силы, действующие на плазму в магнитном поле

Магнитное давление и натяжение силовых линий Плотность магнитного потока Hn < 0 Hn > 0 H n

Магнитное натяжние s – координата, измеряемая вдоль силовой линии H = Hе s

Равновесие прямолинейной магнитной трубки Магнитная плавучесть: В горизонтальном поперечном направлении:

Модель всплывающей трубки

Численное моделирование всплывания трубки

Недостатки «трубочной» модели Трубка должна вызывать растекание вещества еще до ее появления на поверхности Трубка должна ломать сложившееся поле течений (наблюдается «просачивание» поля) Сильные горизонтальные поля должны предшествовать появлению пятен Наличие «паразитной» полярности магнитного поля не объясняется Сосуществование разнонаправленных вертикальных скоростей в области одной магнитной полярности не объясняется

Наблюдательные свидетельства в пользу конвективного механизма

Взаимодействие конвективного течения с магнитным полем Линии тока и плотность кинетической энергии Магнитные силовые линии

Взаимодействие конвективного течения с магнитным полем Вытеснение магнитного потока вихрем d l Вытеснение вихря магнитным потоком

Тороидальный вихрь Б. А. Тверского

Усиление магнитного поля в кинематической модели

Поле скоростей (линии v z = const в плоскости z/h = 0.5 ) Слева – начальное; посередине и справа – переход к валам (для большого k 0 и для k 0 = k c )

Геометрия задачи

Физические параметры задачи Число РэлеяЧисло Чандрасекара Число ПрандтляМагнитное число Прандтля Начальные условия задают основное волновое число k 0

Примеры решений

Изменение магнитного поля (при горизонтальном B 0 )

Структура решения в плоскостях z/h = 0.07 (b) и 0.5 (a, c) (при горизонтальном B 0 )

Дополнительно выявляющиеся эффекты «Сгребание» вертикального магнитного потока к границам ячеек Концентрация горизонтального магнитного потока у нижней границы слоя («топологическая накачка» по Дробышевскому и Юфереву)

Изменение магнитного поля (при наклонном B 0 )

Структура решения в плоскостях z/h = 0.07 (b) и 0.5 (a, c ) (при наклонном B 0 )

Наблюдательные свидетельства в пользу конвективного механизма

Литература Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц. Электродинамика сплошных сред, 2-е изд. М: Физматлит, С.Б. Пикельнер. Основы космической электродинамики, 2-е изд. М: Физматлит, Э.Р. Прист. Солнечная магнитогидродинамика. М: Мир, Р. Брей, Р. Лоухед. Солнечные пятна. М.: Мир, 1967.