Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 70, c. 38-44 (2024)
ТУРБУЛЕНТНА ЕЛЕКТРОПРОВІДНІСТЬ І ТУРБУЛЕНТНА МАГНІТНА ПРОНИКНІСТЬ СОНЯЧНОЇ ПЛАЗМИ
Валерій КРИВОДУБСЬКИЙ, д-р фіз.-мат. наук
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Абстракт
Вступ. Спостережуваний 22-літній сонячний цикл є наочним проявом швидкої змінності глобального магнетизму в астрофізичних умовах. Пояснення механізму магнітного циклу Сонця дає ключ до розуміння природи космічного магнетизму. Одначе швидку зміну спостережуваних магнітних полів на сонячній поверхні неможливо пояснити лише тільки їхньою омічною дифузією. Теоретично розрахований характерний час такої дифузії (який пропорційний добутку величини електропровідності плазми на квадрат масштабу магнітного поля) є дуже великим навіть за астрономічними мірками. Тому набуває актуальності пошук нових методів дослідження сонячної замагніченої плазми. Ми вважаємо, що зменшення розрахованої тривалості реконструкції магнітних полів на Сонці (відповідно до даних спостережень) можна досягти, якщо взяти до уваги МГД‑турбулентність, що значно прискорює процеси затухання і збудження полів. Залучення до розгляду турбулентних рухів в плазмі завершилося створенням макроскопічної МГД (Krause, & Rädler, 1980; Vainshtein et al., 1980), в рамках якої має місце суттєве зменшення електропровідності і магнітної проникності середовища, що зумовлює зменшення розрахованого часу реконструкції глобальних магнітних полів.
Метод. Макроскопічна магнітогідродинаміка, яка вивчає поведінку глобальних електромагнітних і гідродинамічних полів в турбулентній плазмі.
Результати. Для моделей фотосфери і СКЗ обчислено розподілення вздовж сонячного радіусу коефіцієнтів кінематичної n, магнітної nm і турбулентної nТ в’язкостей, гідродинамічного Re і магнітного Rm чисел Рейнольдса, газокінетичної σ і турбулентної sT електропровідностей, та турбулентної магнітної проникності mT. Теоретично розраховані параметри мають такі значення: n ≈ 0,2 ‑ 10 см2/с, nm ≈ 6х108 ‑ 8х102 см2/с, nТ ≈ 1011‑ 1013 см2/с, Re ≈ 5х1011‑ 5х1013, Rm ≈ 104‑ 1010, σ ≈ 1011 ‑ 4 х 1016 СГС, σT ≈ 109 ‑ 4 х 1011 СГС, mT ≈ 10-2 – 4х10-5. Актуально, що σT << σ, а mT << 1.
Висновки. Розрахована нами турбулентна магнітна дифузія DT = c2/4πsTmT виявилася на 4 – 9 порядків величини вищою за коефіцієнт магнітної в’язкості nm = c2 /4πσ, відповідальний за омічну дисипацію магнітних полів. В результаті з’являється можливість теоретично пояснити спостережену швидку перебудову магнетизму на Сонці. Виявлені нами радіальна неоднорідність турбулентної в’язкості nТ і умова mT << 1 свідчать про сильний макроскопічний діамагнетизм сонячної плазми.
Ключові слова
Магнітні поля, турбулентність, макроскопічна МГД, електрична провідність, магнітна проникність, макроскопічний турбулентний діамагнетизм, магнітна активність Сонця.
DOI: