Бесплатно скачать, заказать диплом, курсовую, диссертацию Нелинейные модели солнечного динамо

У нас уже 176407 рефератов, курсовых и дипломных работ

Сделать закладку на сайт

Заказать диплом, курсовую, диссертацию

Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Книга жалоб
и предложений

Название	Нелинейные модели солнечного динамо

Количество страниц	204

ВУЗ	МГИУ

Год сдачи	2010

Бесплатно Скачать	23124.doc

Содержание	Содержание Оглавление Введение...6 1 Основные нелинейные эффекты солнечного динамо 25 1.1 Макроскопическая магнитная гидродинамика ... 25 1.1.1 Причины магнитной активности: вращение и конвекция 25 1.1.2 Основные уравнения... 26 1.1.3 Перенос тепла и баланс энергии в МГД средних полей . 31 1.1.4 Осесимметричное термомагнитное динамо ... 34 1.2 Основные нелинейности динамо средних полей... 35 1.2.1 Крупномасштабные и мелкомасштабные силы Лоренца 35 1.2.2 Плавучесть магнитных полей... 37 1.2.3 Нелинейный «-эффект... 38 1.3 Влияние магнитного поля и вращения на турбулентность ... 40 1.3.1 Турбулентность при одновременном воздействии магнитного поля и вращения... 42 1.3.1.1 О подавлении а - эффекта магнитным полем в быстровращающейся турбулентности ... 45 1.3.2 Замечание о структуре турбулентных течений в конвективной зоне Солнца ... 47 2 Плавучесть крупномасштабных полей и турбулентный перенос в КЗ Солнца 49 2.1 О турбулентном переносе крупномасштабных магнитных полей 49 2.2 Расчет эффекта плавучести... 51 2.2.1 Плавучесть среднего магнитного поля в не вращающейся атмосфере... . 51 2.2.1.1 Сравнение плавучестей магнитных трубок и среднего ноля. Оценки скорости подъема КМП в конвективной зоне Солнца ... 56 2.2.2 Плавучесть во вращающейся среде... 58 2.3 Нелинейный перенос КМП вращающейся стратифицированной турбулентностью... 64 2.3.1 Неоднородность плотности ... 65 2.3.2 Неоднородность интенсивности турбулентности... 67 2.4 Турбулентный перенос КМП и солнечное динамо ... 69 2.5 Основные результаты 2 главы... 80 3 Турбулентный перенос углового момента в магнитном поле 81 3.1 Солнечные крутильные колебания... 81 3.2 Расчет конвективных потоков углового момента... 83 3.2.1 Нелинейный Л- эффект... 83 3.2.2 Турбулентная вязкость с учетом магнитного поля ... 88 3.3 Численная модель крутильных колебаний Солнца... 92 3.3.1 Основные уравнения... 93 3.3.2 Крутильные колебания: Л - эффект или сила Лоренца? 96 3.4 Крутильные колебания и вековые циклы активности как результат взаимодействия магнитных полей и дифференциального вращения ... 99 3.4.1 Простейшая одномерная модель... 100 3.4.1.1 Формулировка модели... 100 3.4.1.2 Результаты и обсуждение... 102 3.4.2 О механизмах вековых вариаций магнитной активности Солнца... 106 3.4.2.1 Цикл Глайсберга в осесимметричном аЛ-динамо с вакуумными условиями на внешней границе 111 3.4.2.2 Условия выхода магнитных полей через внешнюю поверхность и вековой цикл магнитной активности... 118 - 4 -3.5 Результаты и выводы 3 главы... 123 4 Вариации светимости и радиуса Солнца как следствие динамо крупномасштабных полей 125 4.1 О проблеме 11-летних вариаций солнечной постоянной ... 125 4.2 О влиянии КМП и вращения на перенос тепла... 127 4.3 Основные механизмы 11-летних вариаций светимости Солнца 129 4.3.1 Покровный эффект... 130 4.3.2 Вариации радиуса... 133 4.4 Теплоперенос. термодинамика и стратификация КЗ... 136 4.4.1 Граничные условия... 140 4.4.2 Характеристики и параметры модели... 141 4.5 Численная модель 11-летних вариаций солнечного потока излучения и структуры КЗ Солнца... 145 4.5.1 Результаты расчетов... 145 4.5.2 Вариации орбитального периода в тесных двойных системах типа CVn,... 158 4.6 Основные результаты 4 главы... 160 5 Влияние вращения на диффузию примеси в анизотропно-турбулентной среде 162 5.1 Проблема содержания Li в атмосферах холодных звезд . . . 162 5.2 Анизотропная диффузия примеси во вращающейся турбулентной среде...165 5.3 Численная модель...172 5.3.1 Диффузия в конвективной зоне...173 5.3.2 Тензор диффузии в тахоклине...173 5.4 Распад Li7 и проблема динамо ...175 5.5 Содержание Li7 и скорость вращения для молодых скоплений 179 5.6 Выводы и результаты 5 главы ...180 Заключение...182 Библиография...185 Приложения...201 Введение Магнитную активность Солнца и подобных ему звезд связывают с генерацией магнитных полей движениями вещества в звездных недрах. Этот процесс принято называть гидромагнитным динамо. По всей вероятности, областями действия динамо являются конвективные зоны (КЗ), где имеются достаточно интенсивные гидродинамические течения. Помимо относительно мелкомасштабных конвективных течений, в процессе генерации участвует глобальное неоднородное вращение. Гидромагнитное динамо по сути означает неустойчивость проводящей среды относительно магнитного поля: слабое затравочное поле экспоненциально растет со временем, усиливаясь движениями среды. До тех пор пока магнитная энергия остается малой по сравнению с кинетической, магнитные силы практически не влияют на течение. В этом случае эволюция поля подчиняется линейному уравнению индукции и соответствующую теорию также называют линейной, или кинематической. Первоначально теория динамо развивалась именно в линейном приближении. Была выяснена роль дифференциального вращения и циклонической конвекции для генерации поля, а также значение турбулентной диффузии для этого процесса. Были развиты линейные модели солнечного и звездного динамо, позволившие установить важные связи между поведением магнитного поля и характеристиками генерирующих его течений. Ясно, однако, что применимость линейного приближения ограничена. По прошествии достаточного времени усилившееся поле начинает влиять на течения. При этом поведение поля и движений вещества нужно рассматривать согласованно. Такой подход является предметом нелинейной теории. По всей вероятности, наблюдаемые магнитные поля реальных объектов находятся именно в нели- - 7-нейном режиме, что и определяет значение нелинейной теории. Актуальность проблемы К настоящему времени кинематическая теория динамо достигла определенной степени завершенности. Об этом свидетельствовало появление ряда монографий [7, 87, 100. 109], систематизировавших ее результаты. Основное внимание сместилось к нелинейным эффектам. Некоторые из таких эффектов изучаются в данной работе. Основной целью диссертации является изложение нелинейных моделей солнечного динамо. Такие модели позволяют более детально сравнивать предсказания теории с наблюдениями и, возможно, объяснять некоторые наблюдаемые явления. Важнейшее значение для нелинейной теории имеет изучение взаимодействия между дифференциальным вращением, конвективной турбулентностью и магнитным полем. До недавнего времени, одним из наиболее важных нелинейных эффектов считалась плавучесть магнитных полей. Первые результаты по плавучести магнитных трубок были сформулированы Паркером [109J. Полагалось, что плавучесть существенно влияет на работу динамо и приводит к быстрому выносу магнитных полей из конвективной зоны, ослабляя таким образом напряженность генерируемых полей. Попытки количественного учета этого явления в моделях динамо сталкиваются с трудностями [57, 62]. Причина, вероятно, состоит в том, что теория динамо рассматривает крупномасштабные поля в турбулентных средах, в то время, как явление плавучести изучено главным образом для тонкоструктурных магнитных трубок в спокойной атмосфере. Для последовательного учета плавучести в моделях динамо необходим расчет этого эффекта в рамках макроскопической магнитной гидродинамики. Такая задача решается в диссертации. При ее решении будет учтено вращение среды и обнаружится, что оно существенно влияет на плавучесть. Сравнение рассчитанной плавучести с другими механизмами переноса крупномасштабных полей , например с диамагнитным эффектом [73, 74]. показало, что для сильных магнитных полей суммарная скорость переноса мала. Среднее время дрейфа крупномасштабных магнитных полей от основания конвективной зоны до поверхности или от средних широт до экватора примерно совпадает с периодом магнитного цикла. Важнейшую роль в генерации магнитного поля Солнца играет дифференциальное вращение [44, 100, 109. 57, 169]. Поэтому не удивительно, что его взаимодействие с магнитным полем считается одним из основных нелинейных эффектов. На Солнце это взаимодействие проявляется в виде периодических зональных течений - так называемых крутильных колебаний [91]. Кроме того, взаимодействие магнитных полей и вращения, по-видимому, является источником вековых вариаций солнечной активности [116, 109, 100, 169, 119]. Это явление характерно не только для Солнца. Длиннопериодиче-ские модуляции циклов активности наблюдаются и на других звездах поздних спектральных классов [30]. Интересное проявление обсуждаемого типа нелинейности, по-видимому, наблюдается в тесных двойных системах типа RS Гончих Псов. В таких системах главная звезда обычно принадлежит к позднему спектральному классу и имеет мощную магнитную активность. Модуляция центробежного потенциала магнитоактивной звезды из-за крутильных колебаний является вероятным источником вариаций орбитального периода двойной системы [28, 93, 92]. Для исследования взаимодействия магнитных полей с вращением необходимо развивать нелинейную теорию дифференциального вращения, учитывающую влияние магнитных полей на конвективные потоки углового момента. В диссертации проведен расчет источников дифференциального вращения, а также эффективных вязкостей с учетом магнитных полей. Вычисления проведены без ограничения на величины напряженности поля и скорости вращения. Это позволило впервые построить самосогласованную численную модель крутильных колебаний, а также изучить эффекты модуляции магнитных циклов на вековых интервалах времени. В конвективном переносе тепла на Солнце и звездах также работают нелинейные эффекты, возникающие в результате реакции сил плавучести неоднородной среды на поток тепла из звездных недр. Энергия магнитного поля и дифференциального вращения Солнца черпаются из энергии конвективных движений. В то же время обратное влияние вращения и магнитного - 9- поля на конвекцию приводит к модификации конвективного потока тепла. Вероятно, одним из последствий такого влияния являются наблюдаемые 11-летние вариации светимости Солнца с относительной амплитудой ~ 0.1% [168]. Вопрос об их гео-эффективиости остается открытым. Тем не менее, наблюдения вариаций солнечного потока излучения в цикле активности ставят перед гелиофизикой фундаментальный вопрос об их происхождении. Решение данной задачи требует самосогласованной формулировки физических моделей дифференциального вращения и генерации магнитного поля Солнца с учетом превращений энергии крупномасштабных полей, например, нагрева конвективной зоны в результате их диссипации или охлаждения вещества вследствие затрат тепловой энергии на генерацию магнитных полей и течений. В диссертации данный подход развивается на основе уравнения баланса энергии турбулентной среды, полученного с учетом крупномасштабных магнитных полей и течений. Еще одна задача, тесно связанная с нелинейными процессами в звездах поздних спектральных классов, это проблема низкого содержания Li7 в атмосферах этих звезд [29, 48, 98]. Перенос Li7 от основания конвективной зоны до области его горения, вероятно, осуществляется слабой анизотропной турбулентностью в лучистой зоне, непосредственно под основанием зоны конвекции [48, 47, 98, 46]. Статистический анализ данных о звездной активности показывает тесную взаимосвязь между скоростью вращения и концентрацией Li7 [63, 48]. Содержание Li7 убывает с возрастом звезды и сопровождается потерей углового момента и уменьшением магнитной активности. Кроме того, для звезд одного возраста в некоторых молодых скоплениях существует зависимость содержания Li7 от скорости вращения, [154]. Таким образом, напрашивается постановка задачи о влиянии вращения на турбулентную диффузию химических элементов на Солнце и звездах. Решение такой задачи изложено в последней главе диссертации. Основной целью диссертации является комплексное изучение нелинейных эффектов турбулентного динамо и развитие на этой основе согласованных количественных моделей дифференциального вращения, крупномасштабных - 10- магнитных колей и переноса тепла в конвективной оболочке Солнца. Это включает в себя решение следующих задач. 1. Изучить совместное влияния вращения и магнитного поля на турбулентность проводящей жидкости. Количественно описать эффекты анизотропии турбулентности, возникающие в результате такого влияния. 2. Рассчитать эффекты плавучести крупномасштабных магнитных полей и переноса поля неоднородной турбулентностью для произвольной напряженности магнитного поля и с учетом вращения. Построить количественную модель турбулентного переноса крупномасштабных полей в КЗ Солнца. 3. Рассчитать конвективные потоки углового момента во вращающейся среде без ограничения на величины напряженности магнитного поля и скорости вращения. 4. Построить количественную модель крутильных колебаний Солнца. На основе такой модели исследовать взаимодействие крупномасштабных магнитных полей и дифференциального вращения в солнечном цикле и на больших масштабах времени. 5. Получить уравнение переноса тепла для вращающейся конвективной оболочки с учетом взаимных превращений механической, тепловой и магнитной энергии. На его основе построить количественную модель вариаций светимости Солнца и строения конвективной зоны в цикле активности. 6. Изучить влияние вращения на турбулентную диффузию химических примесей в лучистой зоне Солнца. Построить количественную модель изменения содержания Li7 в ходе эволюции Солнца и подобных ему звезд. Научная новизна работы В работе обнаружен и изучен эффект переноса среднего магнитного поля, возникающий в результате его влияния на тур- -11 - булентность неоднородной среды. Проанализирована зависимость данного эффекта от скорости вращения. Турбулентный перенос магнитных полей впервые рассмотрен без ограничений на величины напряженности магнитного поля и скорости вращения, а также с учетом вклада мелкомасштабных магнитных полей. Построена количественная модель турбулентного переноса крупномасштабных магнитных полей в конвективной зоне Солнца. Найдены выражения для конвективных потоков углового момента, учитывающие одновременное воздействие вращения и магнитного поля без ограничений на величины угловой скорости и напряженности поля. На основе этих результатов разработана самосогласованная численная модель крутильных колебаний Солнца. Ключевым механизмом этой модели является модуляция потоков углового момента в конвективной зоне Солнца циклически меняющимся магнитным полем. В диссертации впервые показано, что взаимодействие дифференциального вращения и крупномасштабного магнитного поля может приводить к длиннопериодической модуляции магнитной активности и вращения конвективной зоны Солнца на вековых интервалах времени. Получен закон сохранения энергии средних полей в конвективной оболочке звезды и на его основе рассмотрены циклические вариации светимости Солнца. Это дало возможность построить численную модель самосогласованного термомагнитного динамо, в которой наряду с генерацией магнитного поля описываются перенос тепла, дифференциальное вращение и гидростатический баланс конвективной зоны Солнца. С помощью данной модели сделана количественная оценка вклада крупномасштабных магнитных полей в вариации светимости и радиуса Солнца в цикле активности. Кроме того количественно описано влияние магнитных полей на квадру-польный момент Солнца. Построенная модель используется для объяснения вариаций орбитального периода для двойных звездных систем, в которых главная звезда принадлежит к одному из поздних спектральных классов и показывает циклическую магнитную активность. Впервые исследовано влияние анизотропии турбулентности и глобального - 12 - вращения на эффективную диффузию химической примеси малой концентрации. На этой основе построена количественная модель изменения содержания Li7 в процессе эволюции Солнца - от момента прибытия на главную последовательность до настоящего времени, а также сделана количественная оценка параметров турбулентности в лучистой зоне для области вблизи основания конвективной оболочки. Научное и практическое значение работы В диссертации исследовано взаимодействие крупномасштабных магнитных полей, вращения и конвективной турбулентности. Явления рассмотрены для произвольных значений напряженности поля и скорости вращения. Это приближает теорию к реальным условиям на Солнце. Результаты могут быть применены к другим звездам поздних спектральных классов. Построена количественная модель крутильных колебаний Солнца. Данная модель позволяет глубже понять происхождение 11-летних вариаций вращения и их связь с солнечной магнитной активностью. Разработана самосогласованная модель термомагнитного динамо, описывающая, наряду с генерацией магнитного поля, перенос тепла, дифференциальное вращение и гидростатический баланс конвективной зоны Солнца. Предлагаемая модель при минимуме свободных параметров дает комплексное описание различных проявлений крупномасштабной магнитной активности Солнца и обеспечивает возможность сопоставления полученных результатов с наблюдениями. Рассмотренный механизм влияния вращения на перенос примеси Li7 в недрах Солнца использован для изучения параметров турбулентности в лучистой зоне. Показано, что количество Li7, имеющееся в настоящее время на Солнце, по всей вероятности, исключает возможность генерации крупномасштабных магнитных полей в области проникающей конвекции. На защиту выносятся следующие результаты и положения 1. Решение задачи о плавучести средних магнитных полей во вращающейся конвективной оболочке. - 13- 2. Расчет конвективных потоков углового момента - источников дифференциального вращения - с учетом крупномасштабных магнитных полей без ограничения на величины напряженности поля и угловой ско- рости. 3. Модель крутильных колебаний Солнца. 4. Объяснение векового цикла солнечной активности как результата взаимодействия крупномасштабных магнитных полей и дифференциального вращения. 5. Модель термомагнитного динамо, в которой согласованно описываются генерация магнитного поля, перенос тепла и дифференциальное вращение. Модель позволяет рассчитывать вариации распределения температуры, угловой скорости и гидростатического равновесия в цикле активности. 6. Решение задачи о турбулентной диффузии химической примеси с учетом вращения Солнца. Апробация работы. Основные результаты работы докладывались на международных конференциях: "Солнечные магнитные поля", Фрайбург (1993); ''Звездные скопления и ассоциации: конвекция, вращение и динамо", Палер-мо(1999); "Циклическая эволюция солнечных магнитных полей: достижения теории и наблюдений", 179 коллоквиум MAC, Кодайконал (1999); Международная конференция Европейско-Азиатского Астрономического общества, JEN AM, Москва (2000); 34 Конгресс COSPAR в секции "Магнитная спи-ральность на Солнце, в солнечном ветре и магнитосфере", Хьюстон (2002); 7 Симпозиум по Солнечно-земной физике России и стран СНГ, а также на международных конференциях России и стран СНГ в Санкт-Петербурге: "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии" (2000); "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля" (2001); в Иркутске: Всероссийская конференция "Солнечная активность и ее земные проявления", посвященная памяти Г.В. Куклина (2000); Всероссийская конференция по - 14 - физике солнечно-земных связей (2001); Третья Российско-Китайская конференция "Космическая погода" (2002); Всероссийская конференция "Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы", посвященная % памяти В.Е. Степанова (2003). Публикации По теме диссертации опубликовано 23 работы, при этом 20 статей в ведущих международных рецензируемых журналах, в том числе в Астрономическом журнале и в Письмах в Астрономический журнал. Личный влад автора Проведенные исследования были выполнены автором как самостоятельно, так и в тесном сотрудничестве с коллегами из ИСЗФ и ИЗМИРАН, а также иностранными коллегами из Потсдамского Астрофизического Института (Германия) и Университетов Катании (Италия), Потсдама (Германия). При % выполнении работ, опубликованных в соавторстве, автору принадлежит рав- ный вклад наряду с другими участниками. Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка литературы (175 наименований) и трех приложений. В работе приводится 35 рисунков 1ф и 1 таблица. Общий объем диссертации 205 страниц. Краткое содержание работы В первой главе дается краткий обзор основных нелинейных эффектов гидромагнитного динамо. Приведены основные уравнения магнитной гидродинамики средних полей для вращающихся турбулентных сред, использующи-Щ еся во всех последующих главах. Получено уравнение, описывающее баланс энергии средних полей вращающихся турбулентных сред. Нелинейные эффекты гидромагнитного динамо связаны, как правило, с влиянием магнитных полей и вращения на турбулентность. Поэтому вначале рассмотрены - 15- свойства турбулентности во вращающейся проводящей среде с магнитным полем. Сделан расчет анизотропии и изменения интенсивности турбулентности, возникающих при одновременном воздействии на нее магнитного поля и вращения. Расчеты проведены без ограничения на величины напряженности магнитного поля и угловой скорости. Во второй главе рассматривается плавучесть крупномасштабных магнитных полей в неоднородной турбулентной среде. Возмущения среднего магнитного поля турбулентным течением приводят к возникновению магнитных неоднородностей. Флуктуации плотности, порождаемые мелкомасштабными силами Лоренца, вызывают подъем областей с повышенной напряженностью поля и опускание с пониженной. В среднем эти противоположные смещения не компенсируют друг друга, и возникает результирующий перенос крупномасштабного магнитного поля вверх. Скорость подъема поля дается формулой 7 где (Хм отношение характерного масштаба конвективных течений к шкале высот для давления, 7 ~ показатель адиабаты, ис среднеквадратичная скорость конвективных течений, {3 = В/^/Аттри^ отношение энергии магнитных полей к энергии конвективных течений и К((3) безразмерная функция, учитывающая зависимость скорости всплывания от напряженности магнитного поля. Показано, что скорость подъема достигает максимума при Р ~ 1. максимальная скорость всплытия составляет « 0.03ис. Для полей с напряженностью, много меньшей уровня равнораспределения, т.е. при /5 С 1. скорость подъема, как и в случае магнитных трубок, пропорцио- нальна /З2, поскольку для этого случая K{j3) ос —. Для сильных магнитных 1э полей, (3 ^> 1, имеем К({3) ос (5 и скорость подъема убывает обратно пропорционально напряженности магнитного поля. Рассмотрено влияние вращения на скорость подъема крупномасштабного магнитного поля. Расчеты проведены без ограничения на напряженность магнитного поля и скорость вращения. При этом, однако, приходится использовать так называемое т-приближение, подобное приближению сред- -16- ней длины перемешивания. Показано, что вращение приводит к уменьшению скорости подъема и появлению горизонтальной составляющей скорости переноса, направленной к экватору. Проведено сравнение плавучести средних полей с другими эффектами переноса. Для этого известные из литературы результаты о переносе поля неоднородной турбулентностью обобщаются для произвольных напряжен-ностей магнитного поля и скорости вращения, а также с учетом мелкомасштабных магнитных полей. Показано, что для сильных магнитных полей суммарный перенос среднего поля турбулентностью мал. Характерное время дрейфа крупномасштабных магнитных полей в конвективной оболочке от ее основания до поверхности или от средних широт до экватора совпадает по порядку величины с периодом цикла. Влияние плавучести и других эффектов переноса на динамику крупномасштабного магнитного поля проиллюстрировано результатами численного моделирования солнечного динамо, в котором использовано распределение угловой скорости по данным гелио-сейсмологии, а параметры турбулентности взяты из моделей внутреннего строения Солнца. В третьей главе решается задача о влиянии крупномасштабных магнитных полей на дифференциальное вращение Солнца. Считается, что дифференциальное вращение возникает из-за переноса углового момента турбулентностью в неоднородной конвективной зоне. Недиссипативные составляющие конвективных потоков углового момента, которые выражаются через так называемый Л-эффект, являются источниками дифференциального вращения. В установившемся равновесном состоянии эти источники компенсируются действием турбулентной вязкости. Для решения задачи о взаимодействии магнитных полей и дифференциального вращения необходимо учитывать влияние магнитных полей, как на Л-эффект, так и на турбулентную вязкость. Известно, что недиссипативные потоки углового момента имеют вид: Агф = ритп sin0 (y[Q) {п\ (3) + sin2 9V{1) Авф = ритП cos0 (нМ(п,/3) +sin2 - 17- где Q - угловая скорость; р - плотность; 9, ф - коширота и азимут, соответственно; О = 2Г2тс - число Кориолиса; тс - корреляционное время турбулентности; V^\ V^1), H^, Н^ - безразмерные функции, характеризующие ф. влияние вращения и магнитного поля. Заметим, что в отсутствие магнитно- го поля Н^ обращается в нуль. Расчет Л-эффекта проведен без ограничения на скорость вращения и напряженность крупномасштабного магнитного поля. В диссертации показано, что влияние магнитных полей приводит не только к ослаблению коэффициентов генерации дифференциального вращения V(°\ V^K H^l\ Крупномасштабное магнитное поле дает дополнитель- ™ ный источник генерации широтной неоднородности скорости вращения Н^. Появление вклада Н^ имеет большие последствия. В диссертации впервые показано, что Н^ < 0 для произвольных значений 12* и (3. Это означает, что влияние крупномасштабного азимутального магнитного поля на турбулентность может приводить к усилению широтной неоднородности вращения. Данный вывод согласуется с наблюдениями крутильных колебаний Солнца. шл Следует отметить, что изложенная выше качественная картина крутиль- ных волн не может быть убедительной без учета влияния магнитного поля на турбулентную вязкость. Поэтому в диссертации проведен расчет тензора турбулентных вязкостей. Он выполнен без ограничения на величину напряженности магнитного поля и скорость вращения. Показано, что влияние магнитных полей на турбулентность вращающейся среды приводит к значи-тельному изменению структуры тензора эффективных вязкостей. Главный результат состоит в определении анизотропии турбулентной вязкости. Для полей с умеренной напряженностью, поперечная вязкость оказывается малой. В этом случае диссипативный поток углового момента поперек неоднородности крупномасштабной скорости будет минимален. Это означает возрастание неоднородности сдвигового типа в крупномасштабных течениях с магнитным полем. Выполненные расчеты позволили построить первую численную модель крутильных колебаний, качественно и количественно согласующуюся с наблюдаемой картиной. Крутильные колебания возникают в результате модуляции конвективных потоков углового момента циклически меняющимся

Список литературы	.

Цена, в рублях: (при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)	1425

Скачать бесплатно	23124.doc

Найти готовую работу

ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:

Связаться

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ

15.04.24 Задачи, условия и этапы организации экспериментальной работы

15.04.24 Критерии качества преподавания

15.04.24 Категория нормы в обучающей деятельности

Архив материала для курсовых и дипломных работ

Ссылки:

Счетчики:

© 2006-2022. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.