Cтраница 2
Грина с успехом применялся и применяется до сих пор во многих задачах квантовой кинетики. Привлекательной чертой этого метода является также возможность применения диаграммной техники, позволяющей выполнять суммирование рядов теории возмущений в наглядной графической форме. Кроме проблемы построения корреляционных функций по функции Вигнера, о которой речь шла выше, метод функций Грина плохо приспособлен для описания многочастичных корреляционных эффектов. Этот недостаток и возможные пути его устранения мы обсудим в данном разделе. [16]
В практических задачах исходные данные часто могут быть заданы лишь приближенно. Погрешности при формировании автокорреляционных и взаимных корреляционных функций случайных процессов могут носить самый разнообразный характер. К таким погрешностям относится погрешность, вызванная несоответствием принимаемой математической модели случайного процесса его физическому выражению. Ясно, что эта погрешность может возникать и при построении корреляционных функций на основе математического анализа и при экспериментальной обработке реализаций. При использовании коррелометров возникают, например, аппаратурные погрешности, погрешность, вызванная конечным временем записи реализаций. Погрешности в используемых исходных данных образуются при различных аппроксимациях экспериментальных кривых корреляционных функций функциями специального вида. Погрешности возникают как результат дискретизации и приближенного решения векторных уравнений вида ( 6) на вычислительных машинах. [17]
Ввиду этого о применимости теории однородной и изотропной газомагнитной турбулентности ко всей системе межзвездного газа говорить не приходится. Однако возможно, что в небольших областях межзвездного пространства предпосылки этой теории могут оказаться справедливыми. В частности, изложенные выше результаты исследования турбулентности межзвездного газа по скоростям облаков получены для области радиусом около 200 пс вокруг Солнца. При исследовании магнитной турбулентности также следует ограничиться областями такого же размера. Однако здесь нельзя рассматривать лишь околосолнечную область, ибо данные о межзвездных магнитных полях пока относятся к более удаленным областям Галактики. В этом случае методы построения корреляционных функций отличаются от изложенных выше, ибо здесь приходится сопоставлять ( коррелировать) усредненные по лучу зрения величины, в то время как в вышеизложенном методе усреднялись уже отдельные корреляционные функции. [18]